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Full text of "Simon Newcomb's Astronomie für jedermann: Eine allgemeinverständliche Darstellung der ..."

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SIMON NEWCOMBs 

ASTRONOMIE 

FÜR JEDERMANN. 



EINE ALLGEMEINVERSTÄNDLICHE DARSTELLUNG 
DER ERSCHEINUNGEN DES HIMMELS. 



AUS DEM ENGLISCHEN ÜBERSETZT VON 

F. GLÄSER. 



Prof. Dr. R. SCHORR und 

DIREKTOR 

DER UAHBUBaER S 



DURCHGESEHEN VON 

Dr. K. ORAFF 

ASSISTENT 
iRTE. 



MIT 2 TAFELN UND 68 TEXTABBILDUNGEN. 




VERLAG VON GUSTAV FISCHER IN JENA. 
1907. 



Alle Rechte vorbehalten. 



VORWORT. 



Newcombs „Astronomy for Everybody** hat in 
amerikanischen und englischen Ausgaben sehr große 
Verbreitung gefunden und sich als ein vortreffliches 
Büchlein zur Einführung in die Himmelskunde er- 
wiesen, namentlich für diejenigen, denen mathematische 
Anschauungen und Ausdrücke weniger geläufig sind. 
Der Wunsch, dieses kleine Werk auch deutschen 
Lesern mehr zugänglich zu machen, bestimmte mich, 
Frau Dr. Gläser zu einer Übersetzung dieses Buches 
anzuregen. Professor Newcomb erteilte bereitwilligst 
seine Genehmigung zu einer deutschen Ausgabe und 
lieferte für dieselbe noch eine größere Reihe von Er- 
gänzungen und Zusätzen, um auch die seit dem Er- 
scheinen der letzten englischen Ausgabe erzielten Fort- 
schritte der Himmelskunde genügend zu berücksichtigen. 
Die Übersetzung ist von Herrn Dr. Graff und mir 
sorgfältig durchgesehen worden, und wir haben dabei 
einige Abschnitte, die in der Originalausgabe besonders 
für amerikanische Leser berechnet waren, europäischen 
Verhältnissen entsprechend geändert, auch an einigen 
anderen Stellen noch Zusätze beigefügt. Die Figuren 
und Abbildungen sind sämtlich neu angefertigt worden, 
und zwar hat Herr Dr. Graff die Vorlagen für die 
Figuren selbst neu gezeichnet. Für die vortreffliche 



IV Vorwort. 

Ausführung der Illustrationen gebührt der Verlags- 
handlung besonderer Dank. 

Das Werkchen soll eine erste Einführung in die 
Himmelskunde bilden, es kanji daher auf eine er- 
schöpfende Darstellung aller Einzelheiten naturgemäß 
keinen Anspruch erheben. Wer nach der Lektüre 
desselben den Wunsch hat, sich noch genauer über die 
einzelnen Zweige der Himmelskunde zu unterrichten, 
dem sei das Studium der von H. C. Vogel ausgeführten 
vortrefflichen Bearbeitung von „Newcomb- Engelmanns 
Populäre Astronomie**, die vor kurzem in 3. Auflage 
(Leipzig 1905) erschienen ist, bestens empfohlen. 

Möchte Newcombs „Astronomie für Jedermann" 
auch im neuen deutschen Gewände sich recht viele 
Freunde erwerben und in weiten Kreisen Interesse für 
die astronomische Wissenschaft erwecken! 

Sternwarte Hamburg, Pfingsten 1907. 

Dr. R. Schorr. 



INHALT. 



Seite 
Erster Teil. • 

DAS WELTALL UND SEINE BEWEGUNG. 

1. Ein Überblick über das Weltall i 

Größe des Weltalls 5 

Der Anblick des Himmels von der Erde aus 7 

2. Die scheinbare tägliche Umdrehung der Himmelskugel ... 10 

Beziehungen zwischen Zeit und geographischer Länge . . 17 

Die Normalzeiten 19 

Die Datumgrenze . . .• 21 

3. Wie der Ort eines Himmelskörpers bestimmt wird .... 23 

4. Die jährliche Bewegung der Erde 27 

Die scheinbare Sonnenbahn und die Jahreszeiten .... 29 

Beziehungen zwischen wahrer und scheinbarer Bewegung . 37 

Das Jahr und der Kalender 38 

Zweiter Teil. 

DIE ASTRONOMISCHEN INSTRUMENTE. 

1. Der Refraktor 43 

Die Linsen eines Fernrohres 44 

Das Bild eines entfernten Gegenstandes 49 

Vergrößerungsstärke und Fehler eines Fernrohrs .... 51 

Die Aufstellung eines Femrohrs 54 

Die Herstellung von Linsen und Fernrohren 59 

2. Das Spiegelteleskop 64 

3. Das photographische Fernrohr 68 

4. Das Spektroskop 72 

Spektralanalyse der Gestirne 76 

5. Andere astronomische Instrumente 79 

Meridiankreis und Uhr 80 



VI Inhalt. 

Seite 
Dritter Teil. 

SONNE, ERDE UND MOND. 

1. Überblick über das Sonnensystem 86 

2. Die Sonne 09 

Die Rotation der Sonne 92 

Die Sonnenflecken 93 

Die Sonnenfackeln 96 

Die Protuberanzen und die Chromosphäre 98 

Die Zusammensetzung und Dichte der Sonnenmaterie . . 99 

Die Quelle der Sonnenwärme 102 

3. Die Erde 106 

Das Erdinnere 108 

Gewicht und Dichte der Erde 111 

Veränderlichkeit der geographischen Breite 114 

Die Erdatmosphäre 118 

4. Der Mond 120 

Umlauf und Phasenwechsel des Mondes i^i 

Die Oberfläche des Mondes 124 

Gibt es Luft und Wasser auf dem Monde? 129 

Rotation des Mondes 131 

Die Gezeiten 132 

5. Die Mondfinsternisse 135 

Anblick einer Mondfinsternis 138 

6. Die Sonnenfinsternisse 141 

Eindruck einer totalen Sonnenfinsternis 143 

Finsternisse im Altertum 146 

Die Voraussage der Finsternisse 147 

7. Die Umgebung der Sonne 148 



Vierter Teil. 
DIE PLANETEN UND IHRE TRABANTEN. 

1. Die Bahnen und gegenseitigen Stellungen der Planeten . 153 

2. Die Entfernung der Planeten von der Sonne 157 

3. Die Keplerschen Gesetze 158 

4. Merkur 160 



Inhalt. VII 

Seite 

Oberfläche und Rotation des Merkur 162 

Durchgänge des Merkur 165 

5. Die Venus 169 

Die Rotation der Venus 171 

Die Atmosphäre der Venus 175 

Hat Venus einen Mond? 177 

Die Venusdurchgänge . . . 178 

6. Mars 180 

Oberfläche und Rotation des Mars 182 

Die „Kanäle" des Mars 183 

Wahrscheinh'che Natur der Marskanäie 188 

Die Atmosphäre des Mars 1 90 

Die Marstrabanten 193 

7. Die Gruppe der kleinen Planeten 195 

Die Jagd nach Asteroiden 197 

Die Bahnen der Asteroiden 199 

Gruppen innerhalb der Asteroidenbahnen 200 

Der merkwürdigste Asteroid 204 

8. Jupiter und seine Trabanten 206 

Die Oberfläche des Jupiter 209 

Physische Beschaffenheit des Jupiter 210 

Die Monde des Jupiter 214 

9. Das Saturnsystem 219 

Wechselndes Aussehen der Ringe des Saturn . . . . 221 

Woraus bestehen die Satumringe? 225 

Die Trabanten des Saturn 226 

Physische Beschaffenheit des Saturn 231 

10. Uranus 232 

Die Trabanten des Uranus 234 

11. Neptun 238 

Geschichte der Entdeckung des Neptun 239 

Der Trabant des Neptun 243 

12. Messung von Entfernungen im Weltraum 244 

Bestimmung der Sonnenentfernung aus der Geschwindigkeit 

des Lichtes 248 

Bestimmung der Sonnenentfernung aus der Sonnenattraktion 249 

Ergebnisse der einzelnen Bestimmungen der Sonnenentfernung 250 

13. Die Gravitation 251 

Die Massenbestimmung der Planeten 255 



Vni Inhalt. 

Seite 
Fünfter Teil. 

KOMETEN UND METEORE. 

1. Die Kometen 264 

Die Bahnen der Kometen 266 

Der Halleysche Komet 270 

Verschwundene Kometen 273 

Der Enckesche Komet 275 

Die Kometenfamilie des Jupiter 276 

Woher kommen die Kometen? 277 

Helle Kometen der letzten Jahrzehnte 279 

Physische Beschaffenheit der Kometen 285 

2. Die Meteore 288 

Der Ursprung der Meteore 289 

Periodische Sternschnuppensch wärme 290 

Beziehungen zwischen Kometen und Meteoren . . . . 292 

3. Das ZodiakalUcht 295 

4. Die Stoßkraft des Lichtes 297 

Sechster Teil. 
DIE FIXSTERNWELT. 

1. Allgemeine Übersicht 301 

Die Spektra der Sterne 304 

Dichte und Temperatur der Sterne 307 

Die Nebelflecke 310 

2. Der Anblick des Fixsternhimmels 316 

Scheinbare Helligkeit der Sterne 317 

Die Zahl der Fixsterne 319 

3. Die Sternbilder 320 

Orientierung unter den Sternbildern 321 

Die zirkumpolaren Sternbilder 324 

Die Herbststernbilder 326 

Die Wintersternbilder 330 

Die Frühlingssternbilder 333 

Die Sommersternbilder 335 

4. Die Entfernungen der Sterne 338 

5. Veränderliche und Doppelsterne 343 

6. Die Eigenbewegung des Sonnensystems und der Sterne . . 349 



Erster Teil. 

DAS WELTALL UND SEINE BEWEGUNG. 



1. Ein Überblick fiber das Weltall. 

Um einen allgemeinen Überblick über das ganze 
Weltgebäude zu erhalten, in dessen Bereich wir leben, 
wollen wir uns für einen Moment vorstellen, daß war 
es von einem Punkte außerhalb seiner Grenzen be- 
trachten. Freilich in weiter Ferne werden wir diesen 
Punkt wählen müssen. Um dem Leser einen un- 
gefähren Begriff von der Größe dieser Entfernung zu 
geben, wollen wir die Geschwindigkeit der Bewegung 
des Lichtes als Maßstab benutzen. Das Licht durch- 
läuft in der Sekunde einen Raum von 300000 km und 
würde die Erde bereits mehrmals umkreisen zwischen 
dem Tick und dem Tack einer Taschenuhr. Der Stand- 
punkt, den wir wählen wollen, wird vermutlich schon 
entfernt genug liegen, wenn wir ihn in eine Entfernung 
setzen, die das Licht in 100 000 Jahren zurücklegt. Soviel 
wir wissen, würden wir uns an dieser Stelle des Welt- 
raumes in völliger Finsternis befinden, und ein schwarzer 
und sternloser Himmel würde uns von allen Seiten um- 
geben. In einer Richtung würden wir aber doch einen 
großen Fleck in schwachem Lichte sich über einen 
beträchtlichen Teil des Himmels ausbreiten sehen, ähn- 

Newcorab, Astronomie. 1 



— 2 — 

lieh einer leichten Wolke oder dem ersten Dämmerungs- 
schein der aufgehenden Sonne. Möglicherweise würden 
noch andere solche Flecke in verschiedenen Richtungen 
sichtbar sein, aber von diesen wissen wir vorläufig noch 
nichts. Der eine, von dem eben die Rede war, und 
den wir kurz das Weltall nennen wollen, soll der 
Gegenstand einer genaueren Betrachtung werden. Wir 
wollen uns ihm nähern, wobei es nicht darauf ankommt, 
ob wir es mit größerer oder geringerer Geschwindig- 
keit tun. Um z. B. den besagten Lichtfleck in einem 
Monat zu erreichen, müßten wir millionenmal so schnell 
wie das Licht eilen. 

Während wir uns ihm nähern, breitet er sich vor 
uns allmählich über den Himmel aus, den er bald halb 
bedeckt, während hinter uns der Himmelsraum in 
schwarzer Nacht verbleibt. Schon jetzt können wir 
hier und da einzelne schimmernde Lichtpunkte in der 
Masse erkennen. Nach und nach werden diese Licht- 
punkte zahlreicher; ja sie scheinen an uns vorüber zu 
eilen und hinter uns in der Ferne zu verschwinden^ 
während vor uns immer neue in Sicht kommen, genau 
so wie wir im Eisenbahnzuge Landschaften und Häuser 
an uns vorüber eilen sehen. Diese Lichtpunkte sind 
Sterne, von denen bei uns auf der Erde der ganze nächt- 
liche Himmel übersät ist. Wir könnten mit der an- 
genommenen Geschwindigkeit durch die ganze Wolke 
fliegen, ohne irgend etwas anderes als Sterne zu sehen, 
abgesehen von einigen grotien nebelhaften, in mattem 
Lichte glänzenden Massen, die dazwischen verstreut 
liegen. 

Aber anstatt unsere Reise mit der bisherigen 
Geschwindigkeit fortzusetzen, wollen wir lieber unsere 
Eile mäßigen und einen von den vielen Sternen uns 



— 3 — 

genauer anschauen. Den Zielpunkt unserer weiteren 
Reise bildet ein ziemlich kleiner Stern; aber während 
wir auf ihn zueilen, scheint er heller und glänzender 
zu werden. Nach einiger Zeit strahlt er bereits so hell 
wie die Venus, unser Morgenstern; bald können wir 
bei seinem Licht lesen, und schließlich beginnt er 
unsere Augen zu blenden. Er sieht jetzt aus wie 
eine kleine Sonne. Dieser Stern ist wirklich unsere 
Sonne. 

Wir wollen jetzt einmal eine Stellung einnehmen, 
die mit den bisher zurückgelegten Entfernungen ver- 
glichen dicht neben der Sonne liegt, obwohl sie nach 
unserer gewöhnlichen Maßeinheit etwa looo Millionen 
Meilen von der Sonne entfernt zu liegen käme. Wenn 
wir nun hinunter und um uns herum blicken, sehen 
wir 8 sternähnliche Punkte in verschiedenen Abständen 
um die Sonne herum verstreut. Wenn wir sie lange 
genug beobachten, werden wir sehen, daß sie sich alle 
um die Sonne bewegen und ihre Bahn in Zeiten 
zwischen 3 Monaten und mehr als 160 Jahren vollenden. 
Der fernste dieser Körper ist fast 80 mal so weit von 
der Sonne enternt wie der nächste. 

Diese sternähnlichen Punkte sind die Planeten. 
Bei sorgfältiger Beobachtung bemerken wir, daß sie 
sich von den Sternen dadurch unterscheiden, daß sie 
dunkel sind, und nur in reflektiertem Sonnenlicht 
leuchten. 

Besuchen wir nun einen von diesen Planeten. Wir 
wählen hierzu den dritten in der Reihe, von der 
Sonne aus gerechnet. Wenn wir uns ihm in der Richtung 
nähern, die wir als von oben herab bezeichnen wollen, 
d. h. im rechten Winkel zu einer Verbindungslinie 
des Planeten mit der Sonne, so sehen wir ihn bald 



— 4 — 

größer und leuchtender werden, und wenn wir ihm 
bereits sehr nahe gekommen sind, erscheint er uns wie 
ein Halbmond; die eine Hemisphäre ist dunkel, die 
andere von den Sonnenstrahlen beschienen. Bei noch 
größerer Annäherung nimmt der erleuchtete Teil, der 
immer größer und größer wird, ein gesprenkeltes Aus- 
sehen an. Bei noch weiterer Ausbreitung löst er sich 
in Ozeane und Kontinente auf, die vielleicht zur Hälfte 
durch Wolken verdunkelt erscheinen. Die Fläche, auf 
die wir zueilen, dehnt sich immer weiter aus, füllt 
immer mehr und mehr den Himmelsraum, und wir 
sehen plötzlich, daß wir eine selbständige Welt vor uns 
haben. Wir machen hier halt und bemerken jetzt, daß 
wir uns in bekannter Umgebung, nämlich auf der 
Erde befinden. 

Ein Punkt also, der absolut unsichtbar war, wäh- 
rend wir durch die himmlischen Räume flogen, der 
ein Stern wurde, als wir uns der Sonne näherten, und 
eine dunkle Kugel, als wir noch näher kamen, ist die 
Welt, in der wir leben. 

Die Reise, die wir soeben in Gedanken unter- 
nommen haben, läßt uns einen Hauptsatz der Astro- 
nomie erkennen. Die große Masse der Sterne, die 
den Himmel bei Nacht erfüllen, sind Sonnen wie un- 
sere Sonne, oder um dies richtiger auszudrücken, die 
Sonne ist lediglich einer von den vielen Sternen des 
Himmels. Mit ihren Schwestern im Weltraum ver- 
glichen, ist sie sogar ein ziemlich kleiner Körper, denn 
wir kennen zahlreiche Sterne, die wesentlich mehr 
Licht und Wärme ausstrahlen, als unsere Sonne. 

Genau genommen gibt es eigentlich nichts, was 
unsere Sonne von ihren Hunderten von Schwestern 
unterscheidet. Ihre hervorragende Bedeutung für uns 



^ 



und ihre so beträchtliche Größe liegt einfach in unserer 
zufälligen Beziehung zu ihr. 

Das ganze Weltall jedoch erscheint uns von 
der Erde aus genau so, wie es bei unserem Fluge 
mitten durch die Fixstern weit hindurch aussah. Nur 
umgeben uns jetzt diese Weltkörper von allen Seiten, 
als wenn die Erde in der Mitte des Weltalls stände, 
wie es die Alten auch annahmen. Der große Unter- 
schied zwischen dem jetzigen Aussehen des Himmels 
und dem Anblick desselben von einem Punkte in 
sternenweiter Entfernung beruht in der jetzt hervor- 
tretenden besonderen Stellung der Sonne und der 
Planeten gegenüber der Fixsternwelt. Die Sonne ist 
ja so hell, daß sie bei Tage die Sterne völlig auslöscht. 
Wenn wir jedoch ihre Strahlen in irgend einer Ent- 
fernung von ihrem Rande abblenden könnten, so 
würden wir ringsherum die Sterne ebenso deutlich am 
Tage wie in der Nacht sehen. 

Größe des Weltalls. 

Wir wollen jetzt das, was wir über das Weltall 
im allgemeinen kennen gelernt haben, mit dem, was 
wir von der Erde aus am Himmel sehen, in Verbin-- 
dung bringen. 

Die Himmelskörper lassen sich nach dem Voran- 
gehenden in zwei Klassen einteilen. Die eine umfaßt 
die Millionen von Sternen, von deren Anordnung und 
Erscheinung eben die Rede war, die andere betrifft 
einen einzelnen Stern, der für uns der wichtigste von 
allen ist, und die mit ihm verbundenen Weltkörper. 
Diese Vereinigung von Weltkörpern, mit der Sonne 
im Zentrum, bildet eine kleine Kolonie für sich, die 
wir das Sonnensystem nennen wollen. Das charak- 



— 6 — 

teristische Merkmal dieses Systems ist die aiißer- 
ordentliche Kleinheit seiner Dimensionen im Vergleich 
mit den Entfernungen zwischen den Sternen. Rund 
um das Sonnensystem herum liegen, soviel wir wissen, 
ganz leere Räume bis zu enormen Entfernungen. 
Wenn wir die ganze Breite dieses Systems rasch 
durchfliegen könnten, so würden wir doch nicht fähig 
sein, mit unseren Sinnen zu erkennen, daß wir den 
Sternen vor uns irgend wie näher gekommen sind, 
noch würden die Sternbilder in irgend einer Weise 
anders erscheinen als von unserer Erde aus. Nur ein 
mit den feinsten Instrumenten bewaffneter Astronom 
würde durch exakteste Beobachtungen kleine Ver- 
änderungen entdecken können, und auch diese nur in 
der Stellung der näher gelegenen Sterne. 

Um eine Vorstellung von den Größen und Ent- 
fernungen der Himmelskörper zu gewinnen, wollen 
wir das Sonnensystem an einem kleinen Modell be- 
trachten. Stellen wir uns vor, daß in diesem Modell 
die Erde, auf der wir leben, durch ein Senfkorn dar- 
gestellt wird. Der Mond wird dann ein Teilchen von 
ungefähr ^/^ des Durchmessers von diesem Senfkorn 
sein, und 3 cm von der Erde entfernt stehen. Die 
Sonne könnte 10 m davon entfernt durch einen großen 
Apfel dargestellt werden. Die übrigen Planeten, von 
der Größe eines unsichtbaren Teilchens bis zu der 
Größe einer Erbse, hätte man sich dann in Entfernungen 
von der Sonne zu denken, die zwischen 4 m und 
300 m liegen. Wir müßten uns dann alle diese kleinen 
Körper unter Innehaltung ihrer Entfernung von der 
Sonne sich langsam um dieselbe in Bewegung gesetzt 
denken; ein vollständiger Umlauf würde dann in Zeit- 
räumen vollendet werden, die zwischen 3 Monaten 



— 7 — 

und 1 65 Jahren liegen. Das Senfkorn, unsere Erde, führt 
seinen Umlauf im Zeitraum eines Jahres aus und der 
Mond, der es begleitet, macht diesen Weg mit, indem er 
in jedem Monat eine Umdrehung um die Erde vollendet. 

In diesem Maßstabe kann der Grundriß des ganzen 
Sonnensystems auf einem Felde von einer Quadrat- 
meile bequem Platz finden. Außerhalb dieses Feldes 
würden wir einen Raum, größer als Europa ohne einen 
sichtbaren Körper finden, einige an seinem Rande 
herumstreifende Kometen vielleicht ausgenommen. Weit 
außerhalb dieser Grenzen würden wir erst den nächsten 
Stern finden, der gleich unserer Sonne durch einen 
großen Apfel darzustellen wäre. In noch weiteren 
Entfernungen nach jeder Richtung würden andere 
Sterne zu finden sein, aber im Durchschnitt würden 
sie so weit voneinander abstehen, wie der nächste 
Stern von der Sonne entfernt ist. Ein Raum des 
kleinen Modells, der so groß wie die ganze Erde ist, 
würde nur zwei oder drei Sterne enthalten. 

Wir lernen daraus, daß wir bei einem Fluge durch 
das Weltall, wie wir ihn uns vorstellten, einen so 
unbedeutenden kleinen Körper, wie unsere Erde es ist, 
ohne weiteres übersehen würden, selbst bei sorgfältiger 
Suche danach. Wir würden jemandem gleichen, der 
Europa durchquert, um ein Senfkorn zu finden, von dem 
er nur soviel weiß, daß es irgendwo auf diesem Kon- 
tinent versteckt ist. Selbst den glänzenden strahlenden 
Apfel, der die Sonne darstellt, würden wir übersehen, 
wenn wir nicht zufällig in seine Nähe kämen. 

Der Anblick des Himmels von der Erde aus. 

Die ungeheuren Entfernungen, die uns von den 
Himmelskörpern trennen, machen es unmöglich, uns 



— 8 — 

einen klaren Begriff von den Dimensionen des Welt- 
alls zu bilden, und es ist daher sehr schwer, die tat- 
sächlichen Beziehungen der Himmelskörper zur Erde 
zu begreifen. Wenn es beim Anblick eines Körpers 
am Himmel irgend ein Mittel gäbe, seine Entfernung- 
zu schätzen, und wenn unsere Augen so scharf wären, 
daß wir die kleinsten Gebilde auf der Oberfläche der 
Planeten oder Sterne sehen könnten, so würde der 
wirkliche Aufbau des Weltalls von der Zeit an er- 
kannt worden sein, als die Menschen überhaupt an- 
fingen, den Himmel zu beobachten. Ein wenig Über- 
legung zeigt uns, daß bei einer Entfernung von der 
Erde, sagen wir bis zu dem Zehntausendfachen ihres 
Durchmessers, sie uns bei voller Beleuchtung durch 
das Sonnenlicht genau wie ein Stern erscheinen würde, 
ohne jede erkennbare Gestalt. Die Alten hatten keinen 
Begriff von solchen Entfernungen und vermuteten da- 
her, daß die Himmelskörper und naturgemäß auch die 
Planeten in ihrer physischen Beschaffenheit gänzlich 
verschieden von der Erde seien. Selbst wir sind beim 
Anblick des Himmels unfähig zu begreifen, daß die 
Sterne millionenmal entfernter als die Planeten sind, 
denn Planeten wie Fixsterne sehen so aus, als wenn 
sie in gleicher Entfernung von der Erde über die 
Himmelskugel ausgestreut wären. Ihre wirkliche Stellung 
und Entfernung können wir nur durch lange andau- 
ernde Beobachtungen, durch Nachdenken und Über- 
legung kennen lernen. 

Aus der Unmöglichkeit, sich von den enormen 
Unterschieden der Entfernungen von Objekten auf 
der Erde und am Himmel eine Vorstellung zu machen, 
entsteht die Hauptschwierigkeit, wenn wir uns im 
Geiste ein Bild von den wirklichen Verhältnissen 



^ 



im Weltenraum machen wollen. Es soll hier versucht 
werden, diese Beziehungen in einfachster Weise dadurch 
zu erklären, daß wir die wirklichen Verhältnisse mit 
den scheinbaren in Verbindung bringen. 

Stellen wir uns vor, die Erde würde uns unter 
den Füßen fortgezogen und ließe uns mitten im Raum 
schwebend zurück; wir würden dann die Himmels- 
körper — Sonne, Mond, Planeten und Sterne — uns 
in allen Richtungen umgeben sehen; oben und unten, 
links und rechts würde das Auge nichts Anderes er- 
blicken, und alle diese Körper würden in derselben 
Entfernung von uns über die innere Fläche einer Hohl- 
kugel verteilt erscheinen, in deren Zentrum wir stehen. 
Da einer der Endzwecke der Astronomie darin besteht, 
weniger die absolute Entfernung, als die Richtung 
und Richtungsunterschiede unter den Himmelskörpern 
zu erkennen, so spricht man in der Astronomie von 
dieser scheinbaren Kugel, als ob sie in Wirklichkeit 
existierte. Man nennt sie die Himmelskugel. In 
dem Fall von dem soeben die Rede war, bei dem wir 
uns die Erde fort dachten, würden alle Himmelskörper 
sich scheinbar in Ruhe befinden. Die Sterne würden 
für den Beobachter Tag für Tag, Woche für Woche 
stillstehen. Allerdings würde er die Planeten, wenn 
er sie einige Tage oder Wochen beobachtete, in ihrer 
langsamen Bewegung um die Sonne verfolgen können, 
aber auch das würde nicht gleich bemerkbar sein. 
Der erste Eindruck wäre der, daß die Kugel aus einer 
festen Kristallmasse besteht, und daß die Himmels- 
körper an ihrer inneren Fläche befestigt sind. Die 
Alten hatten tatsächlich diese Anschauung; sie kamen 
indessen der Wahrheit insofern näher, als sie zur Dar- 
stellung der verschiedenen Entfernungen der Himmels- 



— lO — 

körper eine ganze Anzahl solcher übereinanderliegen- 
der Kristallsphären annahmen. 

Versetzen wir uns wieder auf die Erde. Im Ver- 
hältnis zu der Größe des Himmels ist die Erde nichts 
weiter als ein Punkt, obwohl sie, wenn wir auf ihr 
stehen, uns die eine Hälfte des Weltalls abschneidet, 
gerade wie ein Apfel für das Auge eines auf ihm 
kriechenden Insektes die Hälfte eines Zimmers ver- 
decken würde. Nun wissen wir, daß die Erde nicht 
still steht, sondern sich fortwährend um die durch 
ihren Mittelpunkt gehende Achse dreht. Die natürliche 
Folge davon ist eine scheinbare Drehung der Himmels- 
kugel in der entgegengesetzten Richtung. Die Erde 
dreht sich von Westen nach Osten, daher scheint der 
Himmel sich von Osten nach Westen zu drehen. Diese 
wirkliche Bewegung der Erde und die dadurch ver- 
ursachte scheinbare Bewegung der Sterne wird die 
tägliche Bewegung genannt weil sie sich innerhalb 
eines Tages vollzieht. 

2. Die scheinbare tägliche Umdrehung der Himmelskugel. 

Unsere nächste Aufgabe soll sein, die Beziehungen 
zwischen dem sehr einfachen Begriff der Umdrehung 
der Erde und der mehr komplizierten Erscheinung, die 
durch die scheinbare tägliche Bewegung der Sterne 
bewirkt wird, zu erläutern. Letztere variiert nämlich 
je nach der geographischen Lage des Beobachtungs- 
punktes auf der Erdoberfläche. Wir wollen damit be- 
ginnen, die tägliche Bewegung der Gestirne in unseren 
mittleren nördlichen Breiten zu betrachten. 

Zu diesem Zwecke wollen wir uns einen hohlen 
Globus denken, der die Himmelskugel vorstellt. Wir 



1 1 



können ihn beliebig groß wählen, aber einer von i o — 20 m 
Durchmesser würde bereits unserem Zwecke entsprechen. 



JC lerUth^ 




Auidir 
Fig. I. Anblick der Himmelskugel. 

Fig. I soll die Ansicht des Globus wiedergeben, 
der an zwei Zapfen P und Q befestigt ist, so daß er 
sich um die Achse PQ drehen kann. In der Mitte 
haben wir eine horizontale Plattform NS^ deren Mitte 
unseren Beobachtungsplatz darstellen mag. Die Kon- 
stellationen mögen auf der Innenseite des Globus 
bezeichnet sein. Sie bedecken seine ganze innere 



— 12 — 

Fläche, diejenigen der unteren Hälfte sind jedoch dem 
Blick des Beobachters durch die Plattform entzogen. 
Es dürfte dem Leser klar sein, daß diese Plattform 
den Horizont darstellen soll. 

Der Globus werde nun um die Zapfen P und Q 
gedreht. Was wird nun geschehen? Wir werden die 
dem Zapfen P zunächst stehenden Sterne sich um den 
letzteren drehen sehen. Die Sterne im Kreise KN 
werden den Rand der Plattform im Punkte N gerade 
streifen, während die weiter vom Zapfen entfernten Ob- 
jekte je nach ihrem Abstände von Pmehr oder weniger 
unter die Plattform tauchen werden. Sterne nahe dem 
Kreise EF halbwegs zwischen P und Q werden ihre 
Bahn halb oberhalb und halb unterhalb der Plattform 
vollenden. Endlich werden' die Sterne innerhalb des 
Kreises ST %\Q!ti niemals über die Oberfläche der Platt- 
form erheben,- und daher für uns dauernd unsichtbar 
bleiben. 

Für den Erdbewohner stellt der Himmelsraum 
solch einen Globus von unendlichen Dimensionen dar, 
der sich in fortwährender Umdrehung um einen festen 
Zapfenpunkt am Himmel befindet. In ungefähr einem 
Tage vollendet dieser natürliche Globus eine Umdrehung 
und führt Sonne, Mond und die Sterne mit sich herum. 
Die Sterne behalten dabei ihre relative Stellung bei, 
als wenn sie an der sich drehenden Himmelskugel be- 
festigt wären; mit anderen Worten, wenn wir von 
ihnen Photographien zu zwei verschiedenen Stunden 
der Nacht herstellen, so werden diese Photographien 
genau dasselbe Aussehen zeigen. 

Der Zapfen, der mit P korrespondiert, wird der 
nördliche Himmelspol genannt. Für Bewohner der 
mittleren nördlichen Breiten liegt er am nördlichen 



— 13 — 

Himmel, fast in der Mitte zwischen dem Scheitelpunkt 
und dem nördlichen Horizont. Je südlicher wir sind, 
desto näher steht er dem Horizont; hieraus findet man, 
daß seine Erhebung über dem Horizont gleich der geo- 
graphischen Breite des Beobachtungsortes ist. Ganz 
nahe am Pol steht der Polarstern, auf dessen ge- 
nauere Stellung am Himmel wir später noch zurück- 
kommen werden. Bei gewöhnlicher Beobachtung 
scheint dieser Stern sich niemals von der Stelle zu 
bewegen. Gegenwärtig ist er wenig mehr als einen 
Grad oder zwei Vollmondbreiten vom Pol entfernt. 

Dem nördlichen Himmelspol gegenüber, daher so 
weit unter unserem Südhorizont, als der nördliche Pol 
über dem Nordhorizonte steht, liegt der südliche 
Himmelspol. 

Es ist unverkennbar, daß die tägliche Bewegung 
der Sonne und der Sterne in unseren Breiten schräg 
gegen den Horizont erfolgt. Wenn die Sonne im 
Osten aufgeht, scheint sie nicht steil vom Horizont 
aufzusteigen, sondern sie bewegt sich nach Süden hin- 
über, in einem mehr oder weniger spitzen Winkel 
zum Horizont. Ebenso wenn sie untergeht, ist ihre 
Bewegung in der Richtung zum Horizont wieder 
geneigt. 

Wir wollen uns weiterhin vorstellen, daß wir 
die eine Spitze eines Zirkels am nördlichen Himmelspol 
P festsetzen und mit dem Abstand des Pols vom 
Horizonte PN als Radius einen Kreis über die Himmels- 
kugel ziehen. Dieser Kreis berührt an seinem nied- 
rigsten Punkte den nördlichen Horizont und erstreckt 
sich in unseren Breiten an seinem höchsten Punkte ein 
wenig über den Scheitelpunkt hinaus. Die Sterne inner- 
halb dieses Kreises gehen nie auf und nie unter, sondern 



— 14 — 

vollenden ihren täglichen Lauf um den Pol stets 

oberhalb des Horizontes. Der von uns gezogene 

Kreis ist somit die Grenze der sogenannten Zirkum- 
polarsterne. 



fjovenvöer 




Fig. 2. Die in Europa zirkumpolaren Sternbilder und der Polarstem. 

Die weiter südlich gelegenen Sterne gehen bereits 
auf und unter und vollenden nur einen Teil ihrer täg- 
lichen Bahn — die nördlichen mehr, die südlichen 
weniger — oberhalb unseres Horizontes; in der Nähe 
des Südpunktes zeigen sie sich kaum noch. Sterne, 
die noch südlicher stehen, gehen in unseren Breiten 
überhaupt nie auf. 

Fig. 2 zeigt die hauptsächlichsten Zirkumpolar- 
Sterne des nördlichen Himmels für Mitteleuropa. Wenn 



— 15 — 

wir die Karte so halten, daß einer der am Rande be- 
zeichneten Monate oben steht, so werden wir die Stern- 
bilder so vor uns haben, wie sie in dem betreffenden 
Monat ungefähr um 8 Uhr abends zu sehen sind. Den 
Polarstern, im Zentrum der Karte, finden wir leicht 
durch die Richtung der beiden letzten Sterne des großen 
Bären, wie es die Figur andeutet. 

Nun wollen wir unsere geographische Breite ändern 
und zusehen, was dann geschieht. Wenn wir nach 
dem Äquator zu reisen, ändert sich die Lage un- 
seres Horizonts und der Polarstern sinkt fortwährend 
tiefer und tiefer. Wenn wir uns dem Äquator nähern, 
steht er bereits dicht über dem Horizont, und erreicht 
ihn, sobald wir den Äquator erreichen. Zugleich wird 
auch der Kreis der Zirkumpolarsterne immer kleiner, 
bis er am Äquator zu existieren aufhört, da hier beide 
Pole im Horizont liegen. Hier erscheint uns auch die 
tägliche Bewegung des Himmels ganz anders, als bei 
uns auf der nördlichen Halbkugel. Sonne, Mond und 
Sterne beschreiben am Äquator vom Aufgang an ihren 
Weg senkrecht aufwärts; wenn ein Gestirn gerade im 
Osten aufgeht, so geht es auch später durch den 
Scheitelpunkt, den man auch Zenit nennt. Ein anderes, 
das südlich vom Ostpunkt aufgeht, zieht südlich vom 
Zenit weiter; ein anderes, das nördlich vom Ostpunkt 
aufgeht, bewegt sich nördlich am Zenit vorbei. 

Reisen wir weiter nach der südlichen Erdhalbkugel, 
so finden wir, daß die Sonne, während sie immer noch 
im Osten aufgeht, doch meist nördlich am Zenit 
vorbeigeht. Der Hauptunterschied zwischen der Be- 
wegung der Sonne auf den beiden Erdhälften ist der, 
daß jetzt, wo sie ihre größte Höhe im Norden 
erreicht, ihre scheinbare Bewegung nicht im Sinne des 



— i6 — 

Uhrzeigers erfolgt, wie bei uns, sondern in der ent- 
gegengesetzten Richtung. In mittleren südlichen Breiten 
verbleiben bereits die uns so vertrauten nördlichen 
Sternbilder dauernd unter dem Horizont, dagegen sehen 
wir neue im Süden auftauchen. Einige von ihnen, z. B. 
das südliche Kreuz, sind berühmt wegen ihrer Schön- 
heit Es ist sogar behauptet worden, daß der südliche 
Himmel schöner sei und, mehr Sterne enthalte als der 
nördliche. Aber diese Ansicht ist jetzt als unrichtig 
erkannt. Sorgfältiß'e Studien und Zählungen haben er- 
geben, daß die Sterne ungefähr gleichmäßig über beide 
Hemisphären verteilt sind. Wahrscheinlich ist der er- 
wähnte Eindruck durch die größere Klarheit des Him- 
rriels in den südlichen Breiten entstanden, denn aus 
irgend einem Grunde, vielleicht infolge des trockenen 
Klimas, ist die Luft in den südlichen Gebieten Afrikas 
und Amerikas weniger mit Dunst und Nebel erfüllt als 
in unseren nördlichen Gegenden. 

Was wir über die tägliche Bewegung der Sterne 
um den nördlichen Himmelspol herum gesagt haben, 
trifft auch bei den Sternen des südlichen Himmels zu. 
Ein südlicher Polarstern existiert jedoch nicht, und es 
gibt daher auch nichts, was die Stellung des südlichen 
Pols bezeichnet. Es sind zwar in seiner Nähe eine 
Anzahl schwacher Sterne vorhanden, aber sie stehen 
nicht dichter als in irgend einer anderen Gegend des 
Himmels. Natürlich hat auch jeder Ort der südlichen Erd- 
halbkugel seinen Kreis zirkumpolarer Sterne, der desto 
größer wird, je südlicher wir reisen. Auch hier gehen die 
Sterne in einem bestimmten Umkreise um den südlichen 
Himmelspol nie unter, sondern kreisen einfach um ihn 
herum, anscheinend in entgegengesetzter Richtung wie 
im Norden. Ebenso gibt es dort einen Grenzkreis be- 



— 17 — 

ständiger Unsichtbarkeit, der die Gegend um den Nord- 
pol umfaßt, also gerade diejenigen Sterne, die in unseren 
Breiten nie untergehen. Sobald wir den 20. Grad süd- 
licher Breite überschreiten, sehen wir z. B. nichts mehr 
vom kleinen Bären, und noch weiter südlich wird auch 
der große Bär sich nur gelegentlich in größerer oder 
kleinerer Ausdehnung über dem Horizont zeigen. 

Könnten wir unsere Reise bis zum Südpol aus- 
dehnen, so würden wir hier . keine Sterne mehr auf- 
und untergehen sehen; sie würden sich alle in hori- 
zontalen Kreisen um den im Zenit stehenden unsicht- 
baren Pol bewegen. Selbstverständlich tritt dieselbe 
Erscheinung auch am Nordpol auf. 

Beziehungen zwischen Zeit und geographischer 

Länge. 

Wir wissen, daß eine Linie, die durch irgend einen 
Punkt der Erde in nordsüdlicher Richtung gezogen 
wird, der Meridian dieses Ortes genannt wird. Genauer 
ausgedrückt ist ein Meridian auf der Erdoberfläche ein 
vom Nord- zum Südpol gezogener Halbkreis. Solche Halb- 
kreise gehen vom Nordpol nach allen Richtungen hin, 
und man kann sie durch jeden beliebigen Punkt der Erd- 
oberfläche ziehen. Der Meridian der königl. Sternwarte 
in Greenwich wird jetzt allgemein als Normal- 
meridian betrachtet, nach dem geographische Längen 
gemessen und auf See fast überall die Uhren gestellt 
werden. Jedem irdischen Meridian entspricht ein 
Himmelsmeridian, der durch den Himmelspol und durch 
das Zenit geht, den Horizont an seinem Südpunkt 
durchschneidet und schließlich den Südpol trifft. Bei 
ihrer Achsendrehung führt die Erde den irdischen 
Meridian mit sich, so daß er im Laufe eines Tages die 

Newcomb, Astronomie. ^ 



— i8 — 

ganze Himmelsphäre bestreicht. Uns erscheint es 
daher, als ob jeder Punkt des Himmels im Laufe eines 
Tages einmal im Süden und einmal im Norden durch 

* 

den Meridian ginge. 

12 Uhr mittags ist die Zeit, zu der die Sonne 
den Meridian passiert. Früher pflegte man die Uhren 
nach der Sonne zu stellen, aber infolge der Lage und 
der nicht kreisförmigen Gestalt der Erdbahn sind die 
Zeiten zwischen zwei aufeinanderfolgenden Sonnen- 
durchgängen nicht immer ganz gleich, und die Sonne 
passiert den Meridian manchmal vor und manchmal 
nach Ablauf von genau 24 Stunden. Seitdem man dies 
weiß, unterscheidet man zwischen einer wahren und 
einer mittleren Zeit. Wahre Zeit nennt man die durch 
die unregelmäßige Bewegung der Sonne bestimmte Zeit, 
mittlere Zeit dagegen diejenige, die eine beständig 
richtig gehende Uhr zeigt. Der Unterschied zwischen 
diesen beiden Zeiten wird die Zeitgleichung genannt. 
Sie erreicht den höchsten Betrag um den ersten No- 
vember und um Mitte Februar; Anfang November geht 
die Sonne 16 Minuten bevor die Uhr 12 Uhr mittags 
zeigt, im Februar 14 Minnten nach 12 Uhr durch 
den Meridian. 

Um die ausgeglichene mittlere Zeit zu bestimmen^ 
nehmen die Astronomen eine mittlere Sonne an, die 
sich immer am Himmlsäquator entlangt bewegt und 
den Meridian in völlig gleichen Zwischenzeiten passiert. 
Diese mittlere Sonne geht manchmal der wirklichen 
Sonne voraus, manchmal bleibt sie hinter ihr zurück* 
Sie allein bestimmt die Tageszeit. 

Das Ganze wird vielleicht verständlicher, wenn 
wir uns die Erde für einen Moment stillstehend 
denken, während die mittlere Sonne sich um sie dreht 



— 19 — 

und den Meridian aller Orte nacheinander durch- 
schneidet. Wir denken uns also gewissermaßen die 
Mittagsstunde in fortwährender Reise um die Welt 
In unseren Breiten bewegt sie sich rund 300 m in der 
Sekunde fort, d. h., wenn es an irgend einem Punkt, 
auf dem wir gerade stehen, 12 Uhr ist, wird es eine 
Sekunde später ungefähr 300 m weiter westlich 1 2 Uhr 
sein, in einer weiteren Sekunde wieder 300 m west- 
lich, und so fort, bis es nach 24 Stunden wieder Mittag 
an dem Punkte ist, wo wir stehen. Infolgedessen 
haben zwei Orte, die auf demselben Meridian liegen,, 
stets dieselbe Zeit; dagegen herrscht niemals an zwei 
Orten, die westlich oder östlich voneinander liegen, in 
demselben Augenblick die gleiche Tageszeit. Wenn 
wir nach Westen reisen, werden wir finden, daß an 
allen Orten, die wir erreichen, unsere Uhren vorgehen, 
während auf einer Fahrt nach Osten die Uhren nach- 
gehen. Die von Ort zu Ort wechselnde Zeit wird 
Ortszeit oder astronomische Zeit genannt. Die 
letztere Bezeichnung ist darum üblich, weil bei astro- 
nomischen Beobachtungen in der Regel diese mittlere 
Ortszeit angegeben wird. 

Die Normalzeiten. 

Noch vor wenigen Jahren verursachte die Ortszeit 
den Reisenden manche Unbequemlichkeiten. Jede 
Bahn Verwaltung ließ ihre Züge nach einer anderen 
Zeit abgehen, und gar oft verpaßte der Reisende den 
Anschluß, weil ihm der Zeitunterschied zwischen seiner 
Uhr und den Angaben der betreffenden Eisenbahnuhr 
nicht bekannt war. Aus diesen und anderen Gründen 
wurden gegen Ende des vorigen Jahrhunderts von den 
meisten Kulturstaaten der Erde sogenannte Normal- 



— 20 — 

Zeiten eingeführt, die sich der mittleren Ortszeit des 
betreffenden Landes möglichst anpassen, sich aber dabei 
von der Greenwicher Zeit um volle Stunden unter- 
scheiden. Hiernach wird z. B. für die Zeitrechnung 
im ganzen Deutschen Reich seit 1893 als Normal- 
meridian derjenige angenommen, dessen Länge von 
Green wich genau i Stunde oder 15® Ost beträgt, 
dessen Ortszeit somit der Greenwicher Zeit gegenüber 
genau um i Stunde voraus ist. Der Zeitmoment also, 
in dem die Sonne um 12 Uhr mittags diesen Normal- 
meridian passiert, der etwa durch Stargard i. P. geht, 
wird als Grundlage der Zeitrechnung für das ganze 
Deutsche Reich östlich und westlich von diesem Normal- 
meridian benutzt. Die so definierte, außer in Deutsch- 
land auch in Österreich-Ungarn, Schweden, Norwegen, 
Dänemark, der Schweiz und Italien gebräuchliche Zeit 
wird Mitteleuropäische Zeit genannt, zum Unter- 
schied von der Westeuropäischen (Greenwicher) 
und der Osteuropäischen Zeit, von denen die letz- 
tere durch den 30. Längengrad östlich von Greenwich 
bestimmt wird. In Nordamerika sind seit 1883 vier 
sogenannte Standardzeiten, die östliche, Zentral-, Berg- 
und Pazific-Zeit, gebräuchlich, die 5, 6, 7 und 8 Stunden 
gegenüber Greenwich zurückliegen. 

Der Zeitunterschied zwischen den Ortszeiten zweier 
Punkte der Erdoberfläche ergiebt sofort ihren Längen- 
unterschied. Man stelle sich vor, daß ein Beobachter 
in Berlin in dem Augenblick auf einen Telegraphen- 
taster drückt, wenn es bei ihm genau Mittag ist, d. h. 
wenn die Sonne gerade den Meridian von Berlin 
passiert, und daß auch der Moment des Sonnendurch- 
gangs in Greenwich dort in gleicher Weise registriert 
wird. Der Zeitunterschied zwischen den beiden Aufzeich- 



— 21 — 

nungen ist gleich dem Längenunterschied der beiden 
Orte. Dasselbe Resultat wird erhalten, wenn jeder 
Beobachter dem anderen zu einer beliebigen Tageszeit 
seine genaue Ortszeit telegraphiert. 

Die Datumgrenze. 

Mitternacht wandert fortwährend um die Erde 
und passiert nacheinander alle Meridiane. Bei jedem 
bezeichnet sie den Beginn eines neuen Tages auf 
dem betreffenden Meridian. Wenn es bei einem Durch- 
gang Montag ist, wird es beim nächsten Mal Dienstag 
sein. Es muß also einen Meridian geben, wo Montag zu 
Dienstag wird, d. h. wo ein Wochentag in den nächsten 
plötzlich übergeht. Dieser Ubergangsmeridian oder 
die sogenannte Datumgrenze kann nur nach inter- 
nationalem Übereinkommen festgesetzt werden. 

Als die Kolonisation sich nach Osten und Westen 
ausdehnte, brachten die Menschen die Wochentage ge- 
wissermaßen mit sich. Wenn die Reisen so weit 
gingen, daß die nach Osten Fahrenden denen, die nach 
Westen reisten, begegneten, so differierte die Zeit- 
rechnung beider um einen vollen Tag. Was für den 
westwärts Reisenden noch Montag war, war für den 
ostwärts Reisenden bereits Dienstag geworden. Dies 
war z. B. der Fall, als Amerika Alaska erwarb. Die 
Russen hatten dieses Land von Westen her erreicht, 
und als die Amerikaner, von Osten kommend, es zu 
kolonisieren begannen, stellte es sich heraus, daß der 
amerikanische Sonnabend bereits russischer Sonntag 
war. Dies gab zu der Frage Veranlassung, ob die 
Einwohner beim Feiern der Sonntage und griechisch- 
katholischen Festtage sich nach der alten oder neuen 



Tageszählung richten sollten. Die Frage wurde dem 
Oberhaupt der griechischen Kirche in St. Petersburg, 
zuletzt auch Struve als dem Direktor der Russischen 
Haupt-Sternwarte in Pulkowo zur Entscheidung vor- 
gelegt. Struve entschied zu Gunsten der ameri- 
kanischen Zeitrechnung, die seitdem für Alaska maß- 
gebend geworden ist. 

Heute ist es allgemeiner Brauch, die Datum- 
grenze auf den Meridian zu verlegen, der dem Meri- 
dian von Greenwich gegenüber liegt. Dieser geht 
durch den Stillen Ozean und berührt auf seinem Wege 
sehr wenig Land; nur der nordöstliche Zipfel von 
Asien und die Fidschi -Inseln werden von ihm durch- 
quert. Dieser glückliche Umstand verhindert ernst- 
Uche Unbequmlichkeiten, die ohne Frage entstehen 
würden, wenn die Datumgrenze durch das Innere 
eines dicht bevölkerten Landes ginge. In einem 
solchen Falle würden die Bewohner eines Ortes mit 
denen eines benachbarten jenseits der Datumgrenze 
in der Tageszählung um einen Tag differieren; es 
würde sogar möglich sein, daß die Bewohner auf den 
beiden Seiten einer und derselben Straße an verschiedenen 
Tagen Sonntag hätten. Auf dem Ozean dagegen 
bringt das Überspringen eines Wochentages keinerlei 
Schwierigkeiten mit sieb. Die Datumgrenze braucht 
igar nicht notwendigerweise gerade ein Meridian zu 

, sondern kann nach der einen oder anderen Seite 
i abweichen, um in ihrer ganzen Ausdehnnng in 
1 Bereich des Ozeans zu fallen. So zählen die Be- 
niner der Chalham-Inseln dieselben Wochentage wie 
! benachbarte Insel Neu-Seeland, trotzdem der Über- 

»emeridian sie von einander trennt. 




_ 23 — 

3. Wie der Ort eines Himmelskörpers bestimmt wird. 

In diesem Kapitel müssen einige technische Aus- 
drücke gebraucht und erklärt werden. Die Begriffe, 
die sie ausdrücken, sind notwendig für ein vollkommenes 
Verständnis der Bewegungen am Himmel und der 
Ortsbestimmung der Sterne. Für diejenigen Leser, die 
nur einen allgemeinen Begriff von den Himmels- 
erscheinungen erhalten wollen, ist dieses Kapitel nicht 
unbedingt notwendig. Ich wende mich hier an 
solche, die sich eine etwas gründlichere Kenntnis 
astronomischer Dinge erwerben und sich genauer mit 
dem Studium des Himmels beschäftigen möchten. 

Betrachten wir zunächst Figur 3. Wir sehen 
hier zwei Kugeln; die eine von diesen Kugeln ist 
der wirkliche Erdball, auf dessen Oberfläche wir 
stehen, und der uns bei seiner fortwährenden täg- 
lichen Umdrehung mit sich herumführt. Die andere 
ist die scheinbare Himmelskugel, die unseren Erdball 
von allen Seiten in unendlicher Entfernung umgibt, 
und die wir uns, trotzdem sie in Wirklichkeit nicht 
existiert, doch vorstellen müssen, um zu erkennen, in 
welcher Richtung wir die Himmelskörper überhaupt 
zu suchen haben. Es ist zu beachten, daß wir in 
Wirklichkeit diese Kugel von ihrem Zentrum aus be- 
trachten, so daß für uns sich alles auf ihrer inneren 
Oberfläche abspielt, während wir die Oberfläche der 
Erde nur von außen sehen. 

Zwischen den Punkten und Kreisen auf beiden 
Kugeln herrscht vollkommene Übereinstimmung. Wir 
haben schon gezeigt, wie die Erdachse, die unseren 
Nord- und Südpol bestimmt, auch den Nord- und Süd- 
pol der Himmelskugel trifft, wenn wir sie in beiden 
Richtungen durch den Raum verlängern. 



— 24 — 

Wir wissen, daß der Äquator in gleicher Ent- 
fernung von beiden Polen rings um die Erde läuft. 
Ebenso haben wir an der Himmelskugel einen Himmels- 
äquator, der 90 Grad von beiden Polen entfernt liegt. 
Wenn er am Himmel wirklich gezogen werden könnte, 

ffimmeLspol/ 




scua. 

HÜTUMlspol/ 

Fig. 3. Kreise an der Himmelskugel. 

Würden wir ihn ohne Unterbrechung, Tag und Nacht, 
in derselben Richtung und Lage am Himmel sehen; 
er würde den Horizont genau in seinem Ost- und 
Westpunkt schneiden. Der Bogen, den die Sonne in 
den 12 Stunden ihres Aufenthalts oberhalb des Hori- 
zontes Ende März oder Ende September am Himrhel 
scheinbar beschreibt, entspricht fa^t genau der Lage des 



— 25 — 

Himmelsäquators über dem Horizont. Bei uns in 
Deutschland liegt der höchste Punkt des Himmels- 
äquators ungefähr halbwegs zwischen dem Zenit und 
dem südlichen Horizont; er steht dem Zenit desto 
näher, je südlicher wir sind, und nähert sich desto 
mehr dem Horizont, je weiter nach Norden wir reisen. 
Ebenso wie wir nördlich und südlich vom Erdäquator 
parallel laufende Breitengrade um die Erde an- 
nehmen, unterscheiden wir auch an der Himmels- 
kugel Kreise, die parallel mit dem Himmelsäquator 
verlaufen, und deren Mittelpunkte auf der Verbindungs- 
linie der beiden Himmelspole, der Weltachse, liegen. 
Ebenso wie die Breitenkreise auf der Erde kleiner und 
kleiner nach dem Pol zu werden, so werden auch 
die entsprechenden Kreise an der Himmelskugel 
kleiner und kleiner, je näher wir einem der Himmels- 
pole kommen. 

Wir wissen, daß die geographische Länge auf der 
Erde nach dem Meridian bestimmt wird, der vom 
Nord- zum Südpol durch den Ort geht, dessen Lage 
bestimmt werden soll. Der Winkel, den dieser Meridian 
mit dem Meridian der Sternwarte in Greenwich bildet, 
ist die geographische Länge des Ortes. 

Dasselbe System haben wir auch am Himmel. 
Wir denken uns wieder Kreise von einem Himmelspol 
zum anderen nach jeder Richtung gezogen, die alle 
den Äquator unter rechten Winkeln schneiden, wie 
Fig. 3 zeigt. Diese Kreise werden Stundenkreise 
genannt. Der eine von ihnen heißt Stundenkreis Null 
und ist so auf Fig. 3 bezeichnet. Er geht durch das 
Frühlingsäquinoktium, einen Punkt des Himmelsäquators, 
dessen Bedeutung im nächsten Kapitel erklärt wer- 
den soll. 



— 26 — 

Der Ort eines Sterns an der Himmelskugel wird 
nun in derselben Weise angegeben, wie die Lage einer 
Stadt auf der Erde, nämlich durch Länge und Breite. 
Aber es sind für diese beiden Begriffe in der Astro- 
nomie andere Bezeichnungen üblich. Die Größe, die 
der Länge entspricht, wird Rektaszension oder 
gerade Aufsteigung genannt; die Winkelgröße da- 
gegen, die der Breite entspricht, heißt Deklination 
oder Abweichung. Wir haben also die folgenden 
Definitionen zu unterscheiden, deren Bedeutung von 
großer Wichtigkeit ist. 

Die Deklination eines Sterns ist seine scheinbare 
Winkelentfernung vom Himmelsäquator, nord- oder 
südwärts gerechnet. 

Die Rektaszension eines Sternes an der Himmels- 
kugel ist der Winkel, den der ihn schneidende Stun- 
denkreis mit dem Stundenkreis Null bildet, also mit 
demjenigen Stunden kreise, der durch das Frühlings- 
äquinoktium geht 

Die Rektaszension eines Sternes wird nach astro- 
nomischem Brauch gewöhnlich in Zeitmaß, in Stunden, 
Minuten und Sekunden ausgedrückt, wie Fig. 3 zeigt. 
Aber sie kann ebenso in Graden ausgedrückt wer- 
den, wie wir es bei Bestimmung der Länge eines 
Ortes auf der Erde auch tun. Der in Stunden, Mi- 
nuten und Sekunden ausgedrückte Winkelwert kann 
in Grade, Bogenminuten und Bogensekunden durch 
einfache Multiplikation mit 15 umgerechnet werden, 
da die Erde sich in einer Stunde genau um 15 Grad, 
in einer Minute genau um 15 Bogenminuten u. s. f. 
weiter dreht. Fig. 3 zeigt auch, daß während die Dekli- 
nationsgrade am ganzen Himmel die gleiche Größe 
haben, die Rektaszensionsgrade vom Himmelsäquator 



— 27 - 

ab gerechnet fortwährend abnehmen, anfangs langsam, 
dann schneller, genau ebenso, wie die Längengrade 
auf der Erde. Am Äquator hat z. B. der Längengrad 
eine Ausdehnung von iii km; bei dem 45. Breiten- 
grad beträgt seine Länge nur noch ungefähr 79 km, 
bei 60 Grad Breite sind es schon weniger als 56 km, und 
am Pol wird jeder Längenunterschied Null, weil dort 
alle Meridiane in einem Punkte zusammenlaufen. Die 
lineare Umdrehungsgeschwindigkeit der Erde folgt dem- 
selben Gesetze der Abnahme. Da am Äquator 15 Grad 
ungefähr 1700 km darstellen, so rotiert hier die Erde 
mit einer Geschwindigkeit von 1700 km in der Stunde 
oder rund 460 m in der Sekunde, Bei 45 Grad Breite 
hat sich die Geschwindigkeit bereits bis auf etwas 
weniger als 330 m in der Sekunde verringert und bei 
60 Grad Breite ist sie nur halb so groß wie am Äqua- 
tor, um schließlich bei den Polen auf Null herabzu- 
sinken. 

4. Die jährliche Bewegung der Erde. 

Es ist bekannt, daß die Erde sich nicht nur um 
ihre Achse dreht, sondern daß sie auch einen jähr- 
lichen Umlauf um die Sonne vollendet. Die Folge 
dieser Bewegung oder richtiger die Erscheinung, durch 
die sie uns bemerkbar wird, ist der jährliche Umlauf 
der Sonne an der Himmelskugel unter den Sternen. 
Wenn wir uns um die Sonne bewegen, so werden 
wir diese nach und nach in verschiedenen Richtungen 
sehen, und es muß uns so erscheinen, als ob sie sich 
zwischen den Sternen die viel weiter als die Sonne ent- 
fernt sind, fortbewegte. Freilich ist diese Ortsveränderung 
nicht auf den ersten Blick erkennbar, weil die Sterne 



28 



am Tage unsichtbar sind. Aber die Tatsache der Be- 
wegung wird auch dem Laien sofort klar, wenn er 
nur Tag für Tag einen bestimmten Fixstern im Westen 
betrachtet. Er wird bald finden, daß der betreffende 
Fixstern von Abend zu Abend früher untergeht, oder 
mit anderen Worten der Sonne beständig näher und 
näher kommt. Da aber die wirkliche Richtung nach 
dem Stern unverändert bleibt, so nähert sich eigentlich 
nicht der Stern der Sonne, sondern die Sonne dem 
Stern. Könnten wir am Tage die Sterne rings herum 



Ost 



\ 







/ , > 



Himnuls - 



-' ' ' X 



/ 




< I , 




Äquator 



\ 



/ 




West 



Fig. 4. 



ZZMärz Zi.Mdm 20.Märx /S.Afärx 

Die Sonne überschreitet den Himmelsäquator um den 21. März. 



um die Sonne sehen, so würde der Sachverhalt noch 
klarer sein. Wir könnten dann direkt beobachten, 
daß bei gleichzeitigem Aufgang der Sonne und eines 
Sternes die erstere im Laufe des Tages allmählich in 
östlicher Richtung an dem Stern vorüberzieht. Zwischen 
dem Auf- und Untergang würde sie fast um die Größe 
ihres Durchmessers nach Osten vorrücken. Am nächsten 
Tage würden wir sehen, daß sie sich bereits wesentlich 
vom Stern entfernt hat, und fast um zwei ihrer Durch- 
messer von ihm entfernt steht. Die Fig. 4 zeigt, wie 
dieser Vorgang zur Zeit des Frühlingsäquinoktiums 



— 29 — 

um den 21. März sich abspielt. Diese Bewegung der 
Sonne setzt sich Monat für Monat in gleicher Weise 
fort, so daß sie im Laufe eines Jahres einen vollen 
Kreislauf am Himmel ausführt. 

Die scheinbare Sonnenbahn und die 

Jahreszeiten. 

Fig. 5 zeigt die Bahn der Erde um die Sonne. Wenn 
die Erde bei A steht, sehen wir die Sonne in der 




Fig. 5. Die Erdbahn und die Tierkreiszeichen. 



Richtung AM, als wenn sie unter den Sternen bei 
M stände. Wenn uns die Erde von A nach B führt, 
scheint die Sonne sich von M nach N zu bewegen usw. 
das ganze Jahr hindurch. Diese scheinbare Bewegung 



— 30 — 

der Sonne um die Himmelskugel im Laufe eines Jahres 
wurde schon von den Alten beobachtet, und sie haben 
sich viel Mühe gegeben, um sie zu erklären. Sie 
dachten sich rund um die Himmelskugel einen Kreis 
gezogen, welchem die Sonne in ihrem jährlichen Lauf 
beständig folgte, und nannten ihn die Sonnenbahn oder 
Ekliptik. Sie bemerkten, daß auch die Planeten, 
wenn auch nicht genau, so doch annähernd dieselbe 
Bahn wie die Sonne am Himmel zwischen den Sternen 
zurücklegten. Ein Gürtel, der sich so weit auf beiden 
Seiten der Ekliptik nach Norden und nach Süden aus- 
dehnte, daß er die Bahnen aller bekannten Planeten 
und die der Sonne aufzunehmen imstande war, wurde 
Zodiakus oder Tierkreis genannt. Er wurde in 
zwölf Zeichen eingeteilt, von denen jedes durch ein 
Sternbild bezeichnet wurde. Die Sonne wanderte auf 
diese Weise durch je eines dieser Zeichen im Laufe eines 
Monats, und durch alle zwölf im l^aufe eines Jahres. 
So entstanden die bekannten Zeichen des Tierkreises, 
die dieselben Namen erhielten, wie die Sternbilder, in 
deren Bereich sie lagen. Diese Übereinstimmung 
zwischen den Tierkreiszeichen und den gleichnamigen 
Sternbildern besteht nun heutzutage nicht mehr, infolge 
einer langsamen Änderung der Lage des Himmels- 
äquators, die man Präzession nennt, und die wir als- 
bald näher besprechen wollen. 

Wir werden nun zeigen, daß die beiden größten 
Kreise Äquator und Ekliptik, die die ganze Himmels- 
kugel überspannen, in ganz verschiedener Weise fest- 
gelegt sind. 

Der Äquator wird bestimmt durch die Richtung, 
nach der die Erdachse weist, denn er umspannt die 
Sphäre in der Mitte zwischen den beiden Himmelspolen. 



— 31 — 

Die Lage der Ekliptik wird dagegen durch die Be- 
wegung der Erde um die Sonne bestimmt. 

Diese beiden Kreise fallen nicht zusammen, son- 
dern schneiden einander in zwei entgegengesetzten 
Punkten unter einem Winkel von 23 1/2 Grad oder 
nahezu dem vierten Teil eines rechten Winkels. Dieser 
Winkel wird die Schiefe der Ekliptik genannt. 
Um einzusehen, woher diese Neigung der Ekliptik 
kommt, müssen wir unsr die Definition der Himmels- 
pole noch einmal vergegenwärtigen. Dieselben sind 



^ ^ ^ ^^ Wuuer 

Sammer 




Fig. 6. Zusammenhang zwischen der Schiefe der Ekliptik 
und dem Wechsel der Jahreszeiten. 

nach dem bisher Gesagten durch nichts anderes am 
Himmel bestimmt, als einzig und allein durch die Rich- 
tung der Erdachse, sie sind somit nur die beiden ent- 
gegengesetzten Punkte am Himmel, die genau in der 
Richtung der Erdachse liegen. Der Himmelsäquator, 
der größte Kreis halbwegs zwischen den beiden Polen, 
ist gleichfalls durch die Richtung der Erdachse und 
nur durch diese bestimmt. 

Nun wollen wir annehmen, daß die Erdbahn um 
die Sonne horizontal liegt, und sie uns vorstellen als 



— 32 - 

Umfang einer runden ebenen Scheibe mit der Sonne 
in der Mitte. Wir wollen ferner annehmen, daß die 
Erde sich an der Peripherie dieser Kreisscheibe bewegt, 
und zwar derart, daß ihr Mittelpunkt stets in gleicher 
Höhe mit der Scheibe verbleibt. Würde nun die Erdachse 
senkrecht stehen, so würde auch der Äquator hori- 
zontal, in gleicher Ebene mit der Scheibe liegen und 
daher, während die Erde ihren jährlichen Kreislauf um 
die Sonne vollendet, stets g^gen die im Mittelpunkt 
der Scheibe stehende Sonne gerichtet sein. Dann 
würde auch die durch den Umlauf der Sonne bestimmte 
Ekliptik mit dem Äquator genau zusammenfallen. Die 
vorhin erwähnte Schiefe der Ekliptik erklärt sich nun 
aus der Tatsache, daß die Erdachse nicht senkrecht 
zur Erdbahn steht, wie eben angenommen wurde, son- 
dern 23 1/2 Grad gegen die vertikale Richtung geneigt 
ist. Die Schiefe der Ekliptik ist somit die Folge der 
Neigung der Erdachse. Eine wichtige Tatsache ist 
es nun, daß bei dem Umlauf der Erde um die Sonne 
die Richtung ihrer Achse im Raum unverändert bleibt. 
Daher ist ihr Nordpol der Sonne ab- oder zugewendet, 
je nach ihrer Stellung in der Bahn. Dies veranschau- 
licht Fig. 6, in der die Scheib« dargestellt ist, von der 
wir eben sprachen. Hier ist das nördliche Ende der 
Erdachse nach rechts gewendet. Der Nordpol bleibt 
nun stets nach dieser Richtung geneigt, ob die Erde 
im Osten, Westen, Norden oder Süden von der Sonne 
steht. 

Um die Folgen dieser Neigung des Himmels- 
äquators gegen die Ekliptik einzusehen, wollen wir uns 
vorstellen, daß die Erde an einem 21. März um die 
Mittagsstunde plötzlich aufhört, sich um ihre Achse zu 
drehen, aber ihren Lauf um die Sonne weiter fortsetzt. 



— 33 — 

Was wir dann in den folgenden drei Monaten sehen 
würden, zeigt Fig. 7, bei deren Betrachtung wir uns 
vorstellen wollen, daß wir nach Süden schauen. Die 
Figur zeigt unter anderem den Himmelsäquator, der, 
wie schon erklärt wurde, durch den Ost- und West- 
punkt des Horizonts geht und die Ekliptik im Äqui- 
noktium schneidet. Die Sonne sehen wir zunächst im 
Meridian, wo sie anfangs still zu stehen scheint. Wenn 
wir sie aber während dreier Monate verfolgen könnten, 
so würden wir sie langsam längs der Ekliptik ziehen 




Fig. 7. Scheinbare Bewegung der Sonne längs der Ekliptik 

von Januar bis Juni. 



sehen, bis zu der als „Sommersolstitium** bezeichneten 
nördlichsten Stelle der Ekliptik, die sie um den 2 2. Juni 
erreichen würde. 

Fig. 8 läßt uns den Lauf der Sonne noch drei 
Monate länger verfolgen. Nachdem sie das Sommer- 
solstitium überschritten hat, führt sie ihr Weg noch 
einmal zum Äquator, den sie wieder um den 23. Sep- 
tember kreuzt. Während des übrigen Jahres stellt 
ihre Bahn das Gegenstück zu dem während der ersten 
sechs Monate zurückgelegten Wege dar. Am 22. De- 

Newcomb, Astronomie. 3 



— 34 — 

zember steht sie am weitesten südlich vom Äquator 
und kreuzt ihn wieder am 21. März. 

Wir erkennen somit vier Kardinalpunkte in dieser 
scheinbaren jährlichen Sonnenbahn. Die Stelle, an der 
wir unsere Beobachtungen begonnen haben, ist das 
Frühlingsäquinoktium oder die Frühlings-Tag- 
und Nachtgleiche (Frühlingspunkt); die Stelle, an 
der die Sonne den nördlichsten Punkt ihrer Bahn er- 
reicht und sich dem Äquator wieder zu nähern beginnt. 




Herbst- 



FrüJdinys- 
AqtüfioklUinv 



AqvLinoJUUun 
Fig. 8. Scheinbare Bewegung der Sonne von März bis September. 



heißt das Sommersolstitium oder die Sommer- 
sonnenwende. Dem Frühlingsäquinoktium gegen- 
über liegt das Herbstäquinoktium oder die Herbst- 
Tag- und Nachtgleiche, die von der Sonne um 
den 23. September passiert wird. Dem Sommersolstitium 
gegenüber liegt schließlich der Punkt, an dem die 
Sonne ihre südlichste Lage im Jahre erreicht und der 
das Wintersolstitium oder die Wintersonnenwende 
genannt wird. 



— 35 — 

Die Stundenkreise, die von einem Himmelspol zum 
anderen durch diese Punkte rechtwinklig zum Äquator 
verlaufen, werden Koluren genannt. Derjenige Kolur, 
der durch das Frühlingsäquinoktium geht, fällt mit dem 
Nullmeridian am Himmel zusammen, von dem aus, wie 
bereits erwähnt, die Rektaszensionen gezählt werden. 
Die beiden rechtwinklig dazu stehenden Koluren heißen 
Solstitialkoluren. 

Wir wollen jetzt die Beziehungen der scheinbaren 
Stellung der Sternbilder zu den Jahres- und Tageszeiten 
betrachten. Man stelle sich vor, daß heute die Sonne 
und ein Stern den Meridian gleichzeitig passieren; 
morgen wird die Sonne fast einen Grad östlich vom 
Stern stehen und infolgedessen wird der Stern den 
Meridian fast 4 Minuten früher als die Sonne passieren. 
Dieser Abstand wird sich von Tag zu Tag vergrößern, 
bis nach einem Jahre beide wieder den Meridian fast 
zu gleicher Zeit überschreiten. Der Stern hat also 
innerhalb eines Jahres einmal mehr als die Sonne den 
Meridian passiert; d. h. während die Sonne den Meri- 
dian 365 mal durchkreuzt, überschreitet der Stern ihn 
366 mal. Selbstverständlich wird ein Stern in dieser 
Zeit auch einmal mehr auf- und untergegangen sein 
als die Sonne. Die Astronomen tragen diesem gegen- 
über der bürgerlichen Zeitrechnung abweichenden Auf- 
und Untergehen der Sterne Rechnung, indem sie von 
einem Sterntag Gebrauch machen, der dem Intervall 
zwischen zwischen zwei aufeinanderfolgenden Durch- 
gängen eines Sterns oder des Frühlingspunktes durch den 
Meridian gleich ist. Sie teilen diesen Tag in 24 Stern- 
stunden, und diese wiederum in Minuten und Sekunden 
in der üblichen Weise ein. Sie benutzen auch Stern- 
zeituhren, die gegenüber unseren gewöhnlichen Uhren 



- 36 - 

täglich ungefähr um 3 Minuten 56 Sekunden voreilen, 
und auf diese Weise die Sternzeit angeben. Anfang 
des Sterntags ist der Augenblick, in dem der Früh- 
lingspunkt durch den Meridian des Ortes geht. Die 
Uhr wird dann auf o Uhr o Minuten ö Sekunden ge- 
stellt. So eingestellt und reguliert geht die Sternzeituhr 
genau mit der scheinbaren Umdrehung der Himmels- 
kugel mit, so daß der Astronom nur auf seine Uhr 
zu blicken braucht, um bei Tag oder Nacht zu erkennen, 
welche Sterne in dem betreffenden Moment den Meri- 
dian passieren und welche Stellung die Sternbilder 
gerade am Himmel einnehmen. 

Wenn die Erdachse senkrecht zur Ebene der 
Ekliptik stände, würde die letztere, wie wir gesehen 
haben, mit dem Äquator zusammenfallen, und wir 
würden im ganzen Jahr keinen Wechsel von Jahres- 
zeiten haben. Die Sonne würde immer genau im 
Osten auf- und im Westen untergehen und stets die 
gleiche Mittagshöhe erreichen. Es würde sich nur 
eine geringe Änderung der Temperatur bemerkbar 
machen, insofern als die Erde der Sonne im Januar 
etwas näher steht, als im Juli. Aus der Schiefe der 
Ekliptik folgt dagegen, daß in der Zeit vom März bis 
zum September, während die Sonne nördlich vom 
Äquator steht, sie auf der nördlichen Efdhälfte einen 
größeren Teil des Tages scheint und ihre Strahlen 
unter einem größerem Winkel auffallen, als auf der 
südlichen Halbkugel, auf der die Verhältnisse natur- 
gemäß gerade entgegengesetzt liegen. Infolgedessen 
haben wir Winter, wenn auf der südlichen Erdhalb- 
kugel Sommer ist und umgekehrt. 



— 37 — 

Beziehungen zwischen wahrer und scheinbarer 

Bewegung. 

Ehe wir weiter gehen, wollen wir noch einmal 
die Erscheinungen zusammenfassen, die wir von zwei 
Gesichtspunkten aus betrachtet haben, einmal mit Rück- 
sicht auf die wahre Bewegung der Erde, und anderer- 
seits mit Rücksicht auf die scheinbare Bewegung der 
Himmelskugel, die durch die wahre Bewegung der 
Erde veranlaßt wird. 

Die folgenden Tatsachen müssen wir vor allen 
Dingen festhalten: 

Unter der wahren täglichen Bewegung verstehen 
wir die Drehung der Erde um ihre Achse. 

Unter der Scheinbaren täglichen Bewegung ist 
die Bewegung des Sternhimmels infolge der Erd- 
rotation zu verstehen. 

Als wahre jährliche Bewegung bezeichnet man 
die Bewegung der Erde um die Sonne. 

Scheinbare jährliche Bewegung ist die Bewegung 
der Sonne an der Himmelskugel unter den Sternen. 

Durch die wahre tägliche Bewegung wird die 
Ebene unseres Horizonts an der Sonne oder einem 
Stern vorübergeführt. Wir sagen dann, daß die Sonne 
oder ein Stern auf- bezw. untergeht. 

Um den 21. März jeden Jahres geht die Ebene 
des Erdäquators von der nördlichen nach der südlichen 
Seite der Sonne, und um den 23. September geht sie 
wieder nach Norden zurück.* Wir sagen dann, die 
Sonne schneidet den Äquator im März in der Rich- 
tung Süd-Nord und im September in der Richtung 
Nord-Süd. 

Im Juni eines jeden Jahres ist die Ebene des Erd- 
äquators am weitesten südwärts von der Sonne ent- 



- 38 - 

fernt, im Dezember am weitesten nordwärts. Im 
ersteren Fall sagen wir, daß die Sonne in der nörd- 
lichen Sonnenwende, im zweiten Fall, daß sie in der 
südlichen Sonnenwende steht. 

Die Erdachse ist 23V2 Grad gegen die Vertikale 
zur Erdbahn geneigt- Die notwendige Folge davon 
ist, daß auch die Ekliptik eine Neigung von 23 Y2 Grad 
gegen den Himmelsäquator aufweist. 

Im Juni und in den anderen Sommermonaten ist 
die nördliche Halbkugel der Erde gegen die Sonne 
geneigt. Gegenden in nördlichen Breiten haben 
dann bei der Umdrehung der Erde mehr als die 
Hälfte des Tages Sonnenlicht, diejenigen in südlichen 
Breiten dagegen weniger als die Hälfte. Dies macht 
sich uns in der Weise bemerkbar, daß die Sonne dann 
mehr als die Hälfte des Tages über dem Horizont ver- 
weilt, und daß wir gerade heißes Sommerwetter haben, 
während auf der südlichen Halbkugel die Tage kurz 
sind und Winter herrscht. Während unserer Winter- 
monate ist das Entgegengesetzte der Fall. In dieser 
Zeit ist die südliche Erdhalbkugel gegen die Sonne 
geneigt und die nördliche von ihr abgewendet. Auf 
der südlichen Halbkugel herrschen dann Sommer und 
lange Tage, während wir Winter und kurze Tage 
haben. 

Das Jahr und der Kalender. 

Wir definieren in ' ganz natürlicher Weise das 
Jahr als das Zeitintervall, während dessen die Erde sich 
einmal um die Sonne dreht. Wie bereits angedeutet, 
gibt es zwei Methoden, um diese Zeitdauer zu bestimmen. 
Die eine besteht in der Ermittelung des Intervalles 
zwischen zwei Vorübergängen der Sonne an ein und dem- 



— 39 — 

selben Stern, die zweite in der Bestimmung der Zeitdauer 
zwischen zwei Durchgängen der Sonne durch ein und 
dasselbe Äquinoktium. Wenn die Äquinoktialpunkte 
unter den Sternen festständen, würden beide Zeitinter- 
valle vollkommen gleich sein. Aber bereits die alten 
Astronomen fanden auf Grund von Beobachtungen, 
die durch mehrere Jahrhunderte fortgesetzt waren, daß 
diese beiden Methoden nicht dieselbe Jahreslänge er- 
gaben. Es stellte sich heraus, daß die Sonne zu einem 
Umlauf in bezug auf die unbeweglichen Sterne unge- 
fähr 20 Minuten mehr brauchte, als zu einem Umlauf 
in bezug auf die Äquinoktien. Hieraus folgt, daß die 
Stellung der Äquinoktien sich dauernd unter den 
Sternen verschiebt. Diese stetige Verschiebung wurd 
das Vorrücken oder die Präzession der Äquinoktien 
genannt. Die Erscheinung hat ihren Grund nicht 
in irgend einem Vorkommnis am Himmel, sondern 
entsteht lediglich durch eine langsame, von Jahr zu 
Jahr fortschreitende Veränderung in der Richtung der 
Erdachse bei der Bewegung der Erde um die Sonne. 
Wenn die Erdbahnebene (Fig. 6) 6000 bis 7000 
Jahre unverändert bliebe, und die Erde in dieser Zeit 
6000 bis 7000 Umläufe um die Sonne ausführte, so 
würden wir nach Ablauf dieser Zeit finden, daß dann 
das Nordende der Erdachse, anstatt wie auf Fig. 6 
nach rechts, nun gerade auf uns zu geneigt sein würde. 
Nach Verlauf von weiteren 6000 bis 7000 Jahren würde 
es nach links geneigt sein; am Ende einer dritten solchen 
Periode würde es von uns abgewendet sein, und nach Ver- 
lauf einer vierten, zusammen also nach ungefähr 26000 
Jahren würde die Erdachse wieder die heutige Stellung 
einnehmen. Da die Himmelspole durch die Richtung 
der Erdachse bestimmt werden, so läßt dieser Wechsel 



— 40 — 

sie langsam einen Kreis um den Pol der Ekliptik 
beschreiben, dessen Radius ungefähr 23Y2 Grad be- 
trägt. Gegenwärtig ist der Polarstern nur wenig 
mehr als einen Grad vom Nordpol entfernt. Dieser 
nähert sich ihm noch weiterhin langsam und wird 
ihn erst in etwa 200 Jahren überholen. Nach 
12000 Jahren wird der Nordpol des Himmels bereits 
in dem Sternbild der Leier stehen, ungefähr 5 Grade 
von der hellen Wega entfernt. Die alten Griechen 

Widder A 



//jf 






Lage des HuruneUa^iuilors vor ^/iOOOJafwn^. 
4- Flache 






Fig. 9. Präzession der Äquinoktien. 

kannten überhaupt noch keinen Polarstern, weil dieser 
damals 10 bis 1 2 Grad vom wahren Pol entfernt zwischen 
diesem und dem Sternbild des großen Bären stand. Er 
wurde von ihnen Kynosura genannt. 

Aus dem bisher Gesagten folgt, daß auch der 
Himmelsäquator als größter Kreis in der Mitte zwischen 
den beiden Polen bei der Ortsänderung der letzteren 
ebenfalls eine entsprechende Verschiebung seiner Lage 
unter den Sternen erfahren muß. Die Art und Größe 
dieser nach Osten erfolgenden Verschiebung während 
der letzten 2000 Jahre zeigt Fig. 9. Da die Äqui- 
noktien die Kreuzungspunkte der Ekliptik und des 



— 41 — 

Himmelsäquators sind, so ändern auch sie ihre Lage 
infolge dieser Bewegung. Auf diese Weise entsteht 
die Präzession der Äquinoktien. 

Die beiden Jcihreslängen, die wir unterschieden 
haben, werden tropisches und siderisches Jahr ge- 
nannt. Das tropische oder Sonnenjahr ist das Intervall 
zwischen je zwei aufeinanderfolgenden Durchgängen 
der Sonne durch ein und dasselbe Äquinoktium. Seine 
Dauer beträgt 365 Tage 5 Stunden 48 Minuten und 
46 Sekunden. Da die Jahreszeiten nur davon abhängen, 
ob die Sonne nördlich oder südlich vom Äquator steht, 
so ist das tropische Jahr für die Zeitrechnung allein 
maßgebend. Die alten Astronomen fanden bereits seine 
Dauer zu rund gleich 365Y4 Tagen. Aber schon vor 
dem Zeitalter des Ptolemäus wurde die Jahresdauer 
genauer bestimmt und erkannt, daß sie einige Minuten 
kleiner war. Der gregorianische Kalender, den jetzt 
fast alle zivilisierten Nationen benutzen, beruht auf 
einem sehr engen Anschluß an die genaue Jahreslänge. 

Das siderische Jahr ist das Intervall zwischen zwei 
Vorübergängen der Sonne an ein und demselben Stern. 
Seine Dauer beträgt 365 Tage 6 Stunden 9 Minuten 
und 9 Sekunden. 

Nach dem Julianischen Kalender, der in der 
christlichen Welt bis 1582 in Gebrauch war, wurde 
das Jahr genau gleich 36574 Tagen angenommen. Der 
Bruchteil von Y4 Tag wurde bei je drei aufeinander- 
folgenden Jahren vernachlässigt und bei jedem vierten 
Kalenderjahre, dessen Jahreszahl durch 4 teilbar war, 
dem Schaltjahre, zu einem vollen Tage zusammenge- 
zogen. 36574 Tage sind aber, wie wir gesehen haben, 
II Minuten 14 Sekunden mehr als die richtige Länge 
des tropischen Jahres. Infolge dieser falschen Annahme 



— 42 — 

mußten sich die Jahreszeiten im Laufe der Jahrhun- 
derte ein wenig verschieben. Um dieses zu verhin- 
dern, und um über ein Jahr zu verfügen, dessen durch- 
schnittliche Länge so richtig wie möglich ist, erließ Papst 
Gregor XIII. ein Dekret, daß von den Schlußjahren 
der Jahrhunderte, wie 1600, 1700 usw., also den sog. 
Säkularjahren, nur die durch 400 teilbaren Schalt- 
jahre, die anderen Gemeinjahre sein sollten. Im Ju- 
lianischen Kalender war nämlich das Schlußjahr eines 
jeden Jahrhunderts ein Schaltjahr. Nach diesem neuen 
Gregorianischen Kalender sollte also das Jahr 1600 
noch ein Schaltjahr sein, aber 1700, 1800 und 1900 
sollten als gewöhnliche Jahre gezählt werden, so daß 
erst 2000 wieder ein Schaltjahr sein wird. 

Der Gregorianische Kalender wurde alsbald 
von allen katholischen Ländern angenommen, allmäh- 
lich bürgerte er sich auch in protestantischen Ländern 
ein, so daß er seit etwa 150 Jahren Allgemeingut aller 
zivilisierten Völker ist. Nur Rußland hält bis zum 
heutigen Tage am Julianischen Kalender fest. Infolge- 
dessen ist in diesem Lande die Zeitrechnung jetzt um 
13 Tage hinter derjenigen der anderen christlichen 
Länder zurück. Das russische Neujahr 1900 begann, als 
wir den 13. Januar schrieben. Im Februar dieses Jahres 
zählten wir nur 28 Tage, die Russen dagegen 29. 
Daher rückte 1901 das russische Neujahr noch weiter 
bis zum 14. Januar unserer Zeitrechnung vor. 



Zweiter Teil. 

DIE ASTRONOMISCHEN INSTRUMENTE, 



1. Der Refraktor. 

Es gibt kaum einen Zweig der Himmelskunde, 
der das Publikum so interessiert, wie derjenige, der 
das Fernrohr betrifft. In seiner vollkommensten Form, 
so wie der Astronom es auf der Sternwarte benutzt, 
sieht das Instrument recht kompliziert aus, aber seine 
wesentlichen Bestandteile kann man bei einiger Auf- 
merksamkeit leicht verstehen lernen. Wenn der Leser 
sich über das Wesen eines Fernrohres klar geworden 
ist, wird er beim Besuche einer Sternwarte das In- 
strument mit viel größerem Verständnis betrachten, 
als wenn er gar nichts hierüber wüßte. 

Der eine Hauptzweck des Fernrohrs ist, wie wir 
alle wissen, ferne Gegenstände dem Auge näher zu 
bringen, einen Gegenstand, der meilenweit entfernt ist, 
so zu sagen bis auf wenige Meter heranzurücken. 
Die optischen Vorrichtungen, durch die dieser Zweck 
erreicht wird, sind sehr einfach. Es geschieht dies 
z. B. durch große, gut polierte Linsen, von derselben 
Art, wie sie in Brillen gebraucht werden; sie unter- 
scheiden sich von diesen nur durch ihre Größe und 
allgemeine Vervollkommnung. Ein Fernrohr bedarf 



— 44 — 

zunächst einer Vorrichtung, die das von dem Gegen- 
stande ausgehende Licht so sammelt, daß ein Abbild 
dieses Gegenstandes entsteht. Es gibt zwei Wege, die 
Lichtstrahlen in dieser Weise zu sammeln. Der eine be- 
steht darin, daß man sie eine Reihe von Linsen durch- 
laufen, der andere, daß man sie von einem Hohlspiegel 
zurückwerfen läßt. Wir haben danach zwei ver- 
schiedene Arten von Fernrohren zu unterscheiden: den 
Refraktor, der ein Bild eines Gegenstandes durch 
Strahlenbrechung erzeugt, und das Spiegelteleskop 
oder den Reflektor, bei dem derselbe Erfolg durch 
die Zurückwerfung der Lichtstrahlen erreicht wird. 
Wir wollen zunächst das erstere besprechen, weil es 
das gebräuchlichere ist. 

Die Linsen eines Fernrohres. 

Die Linsen eines Refraktors umfassen zwei Kom- 
binationen oder Systeme; das Objektivglas oder das 
Objektiv, wie es der Kürze wegen genannt wird, 
welches das Bild eines fernen Gegenstandes in den 
Brennpunkt des Instruments bringt, und das Okular, 
mit dem dieses Bild betrachtet wird. 

Das Objektiv ist der wirklich kostbare und zarte 
Teil des Instruments. Seine Konstruktion verlangt 
eine größere Geschicklichkeit, als sie bei der Her- 
stellung aller anderen Teile zusammen genommen not- 
wendig ist. 

Das Objektiv, wie es gewöhnlich gebaut wird, be- 
steht aus zwei großen Linsen. Die Lichtstärke des Fern- 
rohrs hängt einzig und allein von dem Durchmesser 
dieser Linsen ab, der auch die Öffnung des Fernrohrs 
genannt wird. Bei kleinen Fernrohren, wie sie Lieb- 
haber der Astronomie benutzen, variiert sie zwischen 



— 45 — 

3 und 4 Zoll, während das größte existierende Fern- 
rohr, der Refraktor der Yerkes-Sternwarte bei Chi- 
cago, eine Öffnung von mehr als 40 Zoll aufzuweisen 
hat. Der Grund, warum die Leistungsfähigkeit eines 
Fernrohrs von dem Durchmesser des Objektivglcises 
abhängt, liegt darin, daß wir, um einen Gegenstand 
so und so viel mal vergrößert und doch in seiner 
natürlichen Helligkeit zu sehen, auch einer entsprechend 
größeren Lichtmenge bedürfen, die durch das Quadrat 
der Vergrößerungszahl ausgedrückt wird. So brauchen 
wir z.B. bei einer 100 maligen Vergrößerung 1 00X100 
= 10 000 mal so viel Licht, als beim Betrachten des 
Gegenstandes in seiner natürlichen Größe. Es soll 
damit nicht gesagt sein, daß diese Lichtstärke immer 
nötig ist; in vielen Fällen kann man bei der Ver- 
größerung eines Gegenstandes die Abnahme seiner 
Helligkeit ruhig mit in Kauf nehmen, ohne daß 
die Deutlichkeit der Wahrnehmung wesentlich "beein- 
trächtigt wird. 

Damit im Fernrohr ein deutliches Bild des fernen 
Gegenstandes zustande kommt, ist es von größter 
Wichtigkeit, daß das Objektiv alle Lichtstrahlen, die 
von irgend einem Punkt des beobachteten Gegen- 
standes ausgehen, in ein und denselben Brennpunkt 
bringt. Wenn dies nicht erreicht wird, wenn die 
Strahlen in verschiedene Brennpunkte gelangen, dann 
wird der Gegenstand unscharf erscheinen, als ob 
wir ihn durch eine Brille betrachteten, die nicht für 
unser Auge paßt. Nun bringt aber eine einzelne Linse, 
einerlei von welcher Art Glas sie verfertigt ist, nie 
alle Strahlen in denselben Brennpunkt. Dem Leser 
ist zweifellos bekannt, daß gewöhnliches Licht, ob es 
nun von der Sonne oder einem Stern kommt, unzählige 




- 46 - 

Farben enthält, welche man durch ein dreikantiges 
Prisma von einander getrennt sehen kann. Diese Farben 
reihen sich in der Stufenleiter rot, gelb, grün, blau 
und violett aneinander. Eine einzelne Linse bringt 
diese verschiedenen Farben in verschiedene Brenn- 
punkte. Die roten Strahlen werden am weitesten vom 
Objektiv vereinigt, während das Violett dem Objektiv 
am nächsten zu liegen kommt. Diese Trennung der 
verschiedenen Lichtarten beim Durchgang des weißen 
Lichtes durch eine Glaslinse nennt man Dispersion. 
Die vor zwei Jahrhunderten lebenden Astronomen 
bemühten sich vergeblich, diesen Übelstand ihrer Ob- 

jektive zu beseitigen. Erst um 
fC^f^^^7^ä!_ 1750 fand Dollond in London, 

daß es möglich ist, diesen Fehler 
durch Benutzung von zwei ver- 
rUnt - uias schiedenen Glassorten, nämlich 

Fig. 10 Querschnitt durch Crownglas Und Fliutglas, wenig- 

das Objektivglas eines t^ ., r 1 1 

Fernrohrs. stens zum größten Teil aufzuheben. 

Das Prinzip, nach dem das ge- 
schieht, ist sehr einfach. Flintglas hat fast dasselbe 
Brechungsvermögen wie Crown glas, dagegen nahezu die 
doppelte Dispersion. Dollond fertigte nun ein Objektiv 
von zwei Linsen an, deren Durchschnitt in Fig. 10 zu 
sehen ist. Er benutzte zunächst eine konvexe Crown- 
glaslinse gewöhnlicher Konstruktion. Mit dieser ver- 
band er eine konkave Linse von Flintglas. Diese 
beiden Linsen wirken entsprechend ihren entgegen- 
gesetzten Krümmungen auch auf das Licht in ent- 
gegengesetzter Weise. Das Crownglas sucht das Licht 
in einem Brennpunkt zu vereinigen, während umge- 
kehrt das konkav geschliffene Flintglas die Licht- 
strahlen zerstreut. Dieses Flintglas hat etwas mehr als 



— 47 — 

die halbe Stärke des Crownglases. Bei der doppelt 
so starken Dispersion des Flintglases genügt diese 
Stärke, um die Zerstreuung des Crownglases zu 
neutralisieren, während die Strahlenbrechung, nicht 
aufgehoben, sondern nur auf wenig mehr als die 
Hälfte reduziert wird. Infolge dieser Kombination 
werden alle durch dieses Linsensystem gehenden 
Strahlen in annähernd denselben Brennpunkt vereinigt 
der nun allerdings doppelt so weit vom Objektiv ent- 
fernt ist, wie der Brennpunkt des einfachen Crown- 
glases. 

Wir sagten soeben annähernd in denselben Brenn- 
punkt. Leider liegen nämlich die Verhältnisse so, daß 
es auch der vereinigten Wirkung der beiden Linsen 
unmöglich ist, alle Strahlen der verschiedenen Farben 
in absolut denselben Brennpunkt zu bringen. Die 
BrennpunktsdifFerenz der helleren Strahlen kann wohl 
stark eingeschränkt, aber nicht gänzlich aufgehoben 
werden. Je größer das Fernrohr ist, desto beträcht- 
licher und störender ist der übriggebliebene Fehler. 
Wenn man einen hellen Stern durch einen großen 
Refraktor betrachtet, wird man ihn gewöhnlich von 
blauen oder violetten Strahlen umgeben sehen. Dieser 
farbige Rand wird durch das blaue oder violette Licht 
hervorgebracht, das durch die Linsen nicht in dem 
Brennpunkt der anderen Strahlengattungen vereinigt 
worden ist. Dies hat seinen Grund darin, daß nach 
dem violetten Ende zu die Dispersion des Flintglases 
mehr wächst, als bei Crownglas. 

Eine Vorstellung von den zu überwindenden 
Schwierigkeiten gewinnt man auf folgende Weise. 

Wir wollen ein Prisma von Crownglas nehmen 
und von dem auffallenden weißen Licht drei Strahlen 



- 48 - 

auswählen, einen roten r, einen gelben g und als 
dritten einen blauen b, und zwar so, daß bei alleiniger 
Einwirkung des Crownglases der Winkel zwischen dem 
roten und dem gelben Strahl beim Austritt aus dem 
Crownglasprisma demjenigen zwischen dem gelben und 




Fig. 1 1 . Zerstreuung des weißen Lichtes durch ein Crownglasprisma. 

dem blauen Strahl gleich ist. Nun nehme man ein 
Flintglas und verfolge die Brechung in gleicher Weise. 
Man wird finden, daß die beiden Winkel zwischen den 
Strahlen nicht mehr gleich sind, sondern daß der Winkel 
zwischen r und g, wie die Figur zeigt, kleiner ist, als 




Fig. 12. Zerstreuung des weißen Lichtes durch ein Flintglasprisma. 

derjenige zwischen g und b. Wenn wir den brechen- 
den Winkel des Flintglasprismas so wählen, daß die 
Totalzerstreuung zwischen rot und blau gleich derjenigen 
im Crownglasprisma wird, und dann das Prisma um- 
kehren, so daß die Zerstreuung für gelb so genau wie 



— 49 — 

möglich neutralisiert wird, so werden wir finden, daß 
die Dii&persion der blauen und roten Strahlen noch 
nicht völlig aufgehoben ist. Beim Refraktor rührt 
die blaue Aureole von einer Mischung dieser blauen 
und roten Strahlen her. 

Der erwähnte Mangel ist sehr ernster Natur, da 
er mit der Größe des Fernrohrs zunimmt. Seine 
Wirkung kann einigermaßen durch Verlängerung der 
Brennweite des Objektivs verringert werden, und aus 
diesem Grunde werden neuerdings große Fernrohre 
mit verhältnismäßig längerer Brennweite gebaut, als 
kleine. 

Will man die Farbenzerstreuung ganz aufheben, 
so muß man Spiegelteleskope benutzen, die in einem 
der näclfeten Kapitel beschrieben werden sollen. 

Abbe und andere haben sich unter Mitwirkung 
der Firma Schott und Genossen in Jena bemüht, eine 
Kombination von Glas zu finden, die das Licht gleich- 
artig zerstreut. Einiger Erfolg ist nach dieser Richtung 
hin errungen, aber das Resultat ist noch nicht in jeder 
Beziehung befriedigend, so daß größere Refraktor- 
objektive noch von den älteren Glasarten hergestellt 
werden müssen. 

Das Bild eines entfernten Gegenstandes. 

Durch die Fähigkeit des Objektives, Lichtstrahlen 
in einem Brennpunkte zu vereinigen, wird das Bild In 
die Brennebene gebracht. Diese Ebene geht durch 
den Brennpunkt und steht senkrecht auf der Licht- 
achse oder Absehenslinie des Fernrohrs. 

Was man unter dem Bild versteht, das durch 
ein Femrohrobjektiv hervorgebracht wird, erkennt man 
am besten, indem man bei einem Photographen auf die 

Newcomb, Astronomie. ^ 



— 50 — 

Mattscheibe schaut, wenn er seinen Apparat für eine 
Aufnahme einstellt. Man sieht dann auf der Mattscheibe 
ein Gesicht oder eine ferne Landschaft. Die Kamera 
ist in jeder Hinsicht ein kleines Fernrohr, und das 
mattgeschliffene Glas, d. h. diejenige Stelle, an der die 
lichtempfindliche Platte befestigt werden soll, um ein 
Bild aufzunehmen, ist die Brennebene des photo- 
graphischen Objektives. Wir können den Satz auch 
umkehren und sagen, das Fernrohr ist eine große 
Kamera mit langer Brennweite, mit der wir den Himmel 
ebenso photographieren können, wie der Photograph 
mit seiner Kamera Personen und Gegenstände auf- 
nimmt. 

Manchmal können wir besser begreifen, was ein 
Gegenstand ist, wenn wir erfahren, was er^nicht ist. 
Vor etwa einem halben Jahrhundert wurde bei einem 
berühmten Mondschwindel eine Behauptung aufgestellt, 
die erkennen läßt, was das durch eine Linse ent- 
worfene Bild nicht ist. In einer von einem be- 
kannten Astronomen anonym verfaßten Schrift war ge- 
sagt, Herschel behaupte stets, der Mangel an ge- 
nügender Lichtstärke verhindere die Anwendung 
stärkerer Vergrößerungen; einer seiner Gehilfen hätte 
aber diesem Übelstande durch künstliche Beleuchtung 
des Bildes abgeholfen und zwar mit so glänzendem 
Erfolge, daß sogar Lebewesen auf dem Mond in dem 
Teleskop sichtbar wurden. Wenn nicht viele Leute, 
selbst sehr gescheite, durch diese Mystifikation irre- 
geführt worden wären, brauchte man kaum zu er- 
wähnen, daß ein im Fernrohr erhaltenes Bild durch 
kein von außen kommendes Licht verbessert werden 
kann. Es ist eben kein tatsächliches Bild im ge- 
wöhnlichen Sinne, sondern eine Erscheinung, die so 



— 51 — 

zu verstehen ist, daß alle Lichtstrahlen, die von jedem 
einzelnen Punkte eines fernen Gegenstandes ausgehen, 
in einem entsprechenden Punkte der Brennebene zu- 
sammentreffen und sich von hier wieder ausbreiten. 

Wenn ein Bild des Gegenstandes schon durch das Ob- 
jektiv hervorgebracht wird, so könnte man fragen, warum 
denn noch ein Okular zu seiner Betrachtung nötig ist und 
warum der Beobachter nicht einfach nach dem Ob- 
jektiv hinblickt und das gewissermaßen in der Luft 
schwebende Bild direkt betrachtet. Er kann dies aber 
wirklich tun, und wenn er ein mattgeschliffenes Glas 
in die Brennebene einsetzt, wie es der Photograph in 
der Kamera tut, so kann er auch das Bild direkt auf 
der Mattscheibe sehen. Wegen der Kleinheit dieses 
Bildes würde jedoch der Vorteil gegenüber dem direkten 
Anblick des Gegenstandes nur gering sein. Um es 
deutlicher betrachten zu können, verwendet man das 
Okular. Dies ist nichts weiter als eine kleine Lupe, 
von der Art, wie der Uhrmacher sie braucht, um das 
Werk der Tsischenuhren zu untersuchen. Je kleiner 
die Lupe, desto genauer ist die Untersuchung und 
desto stärker die Vergrößerung. 

Vergrößerungsstärke und Fehler eines 

Fernrohrs. 

Gar oft wird die Frage gestellt, wie stark wohl 
die Vergrößerungskraft irgend eines berühmten Fern- 
rohrs sei. Hierauf kann man nur antworten, daß die 
Vergrößerungsstärke nicht vom Objektiv, sondern vom 
Okular abhängt. Je kleiner das letztere ist, desto 
stärker ist die Vergrößerungskraft. Astronomische 
Fernrohre sind mit einem großen Satz von Okularen 



— 52 — 

ausgestattet, von den schwächsten bis zu den stärksten, 
die je nach Bedarf des Beobachters verwendet werden. 

Theoretisch können wir also jede beliebige Ver- 
größerung selbst bei einem kleinen Fernrohr anwenden. 
Wenn wir das Brennpunktbild eines VierzöUers mit 
einem gewöhnlichen Mikroskop betrachten würden, 
wie es die Arzte benutzen, so könnten wir schon mit 
diesem kleinen 4 zölligen Fernrohr dieselbe Vergröße- 
rung erhalten, wie sie Herschel an seinem großen 
Spiegelteleskop verwendet hat. Aber in der Praxis 
ergeben sich Schwierigkeiten, die es verbieten, die Ver- 
größerung eines Instruments über ein bestimmtes Maß 
hinaus zu steigern. Zunächst reicht bei kleinen Fern- 
rohren die Lichtstärke des Brennpunktbildes für stärkere 
Vergrößerungen nicht aus. Wenn wir z. B. den Saturn 
mit einem 3 zölligen Teleskop bei 200- oder gar 300- 
f acher Vergrößerung betrachten, so erscheint der Planet 
trübe und undeutlich. Es gilt als allgemeine Regel, 
daß man die Vergrößerung für jeden Zoll der Öffnung 
nicht über 50 oder höchstens 100 steigern soll, d. h. 
es ist nicht vorteilhaft, bei einem 3 zölligen Fernrohr 
eine Vergrößerung von viel über 150, geschweige denn 
eine über 300 anzuwenden. 

Aber auch ein großes Fernrohr hat seine Fehler, 
die in erster Reihe ihren Grund darin haben, daß es 
nicht möglich ist, alle Lichtstrahlen in genau demselben 
Brennpunkte zu vereinigen. Es gibt stets auch hier 
eine Grenze für die anzuwendende Vergrößerung. 
Diese Grenze läßt sich zwar schwer zahlenmäßig an- 
geben, von ihrer Existenz kann sich aber jeder über- 
zeugen, wenn er den störenden, besonders bei starken 
Vergrößerungen hervortretenden Einfluß des blauen 
Strahlenkranzes betrachtet. 



— 53 — 

Es gibt noch ein anderes Beobachtungshindernis, 
das den Astronomen oft mehr als alles andere ärgert, 
und dessen Tragweite das Publikum nur selten versteht. 

Wir sehen einen Himmelskörper durch eine At- 
mosphärenschicht, die zu der Dichtigkeit der uns um- 
gebenden Luft zusammengepreßt etwa bis zu lo km 
Höhe reichen würde. Wir wissen aber alle, daß wenn 
wir einen lo km entfernten Gegenstand ansehen, uns 
seine Umrisse undeutlich und verwischt erscheinen. 
Das kommt hauptsächlich daher, daß die Luftschicht, 
welche die Strahlen durchdringen, fortwährend in Be- 
wegung ist und daher eine unregelmäßige Strahlen- 
brechung hervorbringt, die uns den Körper wellig und 
zitternd erscheinen läßt Diese störende Erscheinung 
wird im Fernrohr gerade so viel mal vergrößert, wie 
der Gegenstand selbst. Die Folge hiervon ist, daß 
wir bei Anwendung einer stärkeren Vergrößerung auch 
die Unruhe des Bildes in demselben Verhältnis ver- 
stärken. Der Astronom trachtet somit besonders da- 
nach, seine Beobachtungen bei möglichst klarer oder, 
richtiger gesagt, bei möglichst ruhiger Luft anzu- 
stellen, um die Himmelskörper im Fernrohr scharf be- 
grenzt zu sehen. 

Man liest häufig von Berechnungen, die zeigen, 
wie nahe uns der Mond durch eine starke Vergrößerung 
gebracht werden kann, z. B. sehen wir ihn bei looo- 
f acher Vergrößerung so, als wenn er rund 385 km 
entfernt wäre, bei ungefähr 5000 f acher Vergrößerung, 
als wäre er rund 75 km entfernt usw. Diese theo- 
retische Berechnung stimmt, so weit die scheinbare 
Größe eines Gegenstandes auf dem Monde in Betracht 
kommt, aber sie nimmt weder auf die Unvollkommen- 
heiten des Fernrohrs Rücksicht, noch auf den un- 



— 54 — 

günstigen Einfluß der Erdatmosphäre. Auf diese 
beiden Mängel ist es zurückzuführen, wenn solche Be- 
rechnungen den tatsächlichen Verhältnissen durchaus 
nicht entsprechen. Es ist sehr zweifelhaft, ob ein 
Astronom mit irgend einem jetzt vorhandenen Fernrohr 
beim Studium des Mondes oder irgend eines Planeten, 
von einer looo fachen Vergrößerung irgend einen Vor- 
teil erzielen würde, abgesehen von den sehr seltenen 
Fällen einer ungewöhnlich stillen und ruhigen Atmo- 
sphäre. 

Die Aufstellung eines Fernrohrs. 

Wer noch niemals ein Fernrohr gesehen hat, ist 
geneigt zu denken, daß die Tätigkeit der Beobachtung 
einfach darin besteht, daß man das Rohr auf einen 
Himmelskörper richtet und den letzteren dadurch be- 
trachtet. Der Verfasser erinnert sich, daß, als James 
Lick die seitdem so berühmt gewordene Sternwarte 
auf dem Mount Hamilton gründete, den Stifter 
das große Fernrohr ausschließlich interessierte, und 
daß es sein Plan war, fast alle Mittel für die An- 
schaffung einer möglichst großen Linse zu verwenden. 
Er sah nicht ein, warum nicht ein einfaches großes 
Fernrohr für die Beobachtungen genüge und weshalb 
solch ein kompliziertes Instrument, wie es die Astro- 
nomen sonst benutzen, notwendig sein sollte. Das 
Problem der Beobachtung eines Himmelskörpers durch 
ein Fernrohr mußte ihm erst erklärt werden. 

Machen wir einmal den Versuch, ein großes Fern- 
rohr auf einen Stern einzustellen. Anstatt im Gesichts- 
felde (so bezeichnen wir das kleine runde Stück des 
Himmels, das wir durch das Fernrohr sehen) zu bleiben, 
tritt der soeben eingestellte Stern infolge der Bewegung 



— 55 — 

der Erde sehr bald aus demselben heraus. Das kommt 
daher, daß die Erde sich um ihre Achse dreht, und 
der Stern sich daher in der entgegengesetzten Richtung 
zu bewegen scheint. Diese Bewegung wird so viel 
mal verstärkt, wie das Fernrohr vergrößert, und bei 
starker Vergrößerung ist der Stern aus dem Gesichts- 
felde verschwunden, ehe wir Zeit finden, ihn uns ge- 
nauer anzusehen. 

Ferner muß noch daran erinnert werden, daß das 
Gesichtsfeld um so kleiner wird, je höher wir die Ver- 
größerung treiben. Wird z. B. eine looo fache Ver- 
größerung angewendet, so würde das Gesichtsfeld in 
einem gewöhnlichen Fernrohr ungefähr zwei Bogen- 
minuten betragen und einen so kleinen Fleck am 
Himmel einschließen, daß er dem bloßen Auge voll- 
kommen wie ein Punkt erscheinen würde. Die Ver- 
hältnisse liegen dann etwa so, als wenn wir einen 
bestimmten Stern durch ein Loch von 3 mm Durch- 
messer im Dach einer 5 m hohen Halle aufsuchen 
wollten. Wenn wir uns die Schwierigkeit vorstellen, 
die darin bestehen würde, durch solch ein Loch über- 
haupt etwas zu sehen und gar erst den Stern dann 
zu finden, so wird es uns klar werden, wie schwer 
es ist, einen bestimmten Stern im Fernrohr einzu- 
stellen und seiner Bewegung zu folgen. 

Diese Schwierigkeit wird durch eine zweckmäßige 
Aufstellung des Fernrohrs beseitigt, die darin besteht, 
daß es um zwei, im rechten Winkel gegeneinander 
geneigte Achsen drehbar aufgestellt ist. Auf dieser 
Aufstellung beruht das ganze Maschinensystem, mit 
dessen Hülfe das Fernrohr auf einen Stern gerichtet 
und der täglichen Bewegung der Gestirne nachgeführt 
wird. Um nicht die Aufmerksamkeit des Lesers zu 



- 56 - 

zerstreuen, wollen wir das Instrument noch nicht gleich 
in allen Einzelheiten erläutern, sondern erst einen Umriß 
geben, indem wir zuntlchst die Beziehung der Achsen, 
um die das Fernrohr sich dreht, erklären. Die Haupt- 
achse, Polar- oder Stundenachse genannt, ist 
parallel zur Erdachse gestellt und daher gegen den 
Himmelspol gerichtet Da die Erde sich von Westen 
nach Osten dreht, so ist mit der Stundenachse ein Uhr- 
werk verbunden, das diese mit genau derselben Ge- 
schwindigkeit von Osten nach Westen dreht. Auf diese 
Weise wird die Erdbewegung durch die genau gleiche 
Bewegung des Fernrohrs nach der entgegengesetzten 
Richtung sozusagen aufgehoben. Wenn das Instrument 
auf einen Stern gerichtet wird, und das Uhrwerk in 
Gang gesetzt ist, verbleibt der einmal eingestellte Stern 
dauernd im Gesichtsfelde. 

Damit das Fernrohr auf irgend einen beliebigen 
Punkt am Himmel gerichtet werden kann, muß noch 
eine zweite Achse rechtwinklig zur Polarachse vor- 
handen sein. Diese wird Deklinationsachse ge- 
nannt. Sie geht durch eine Büchse, die am oberen 
Ende der Polarachse befestigt ist. Wenn wir dcis 
Fernrohr um diese beiden Achsen drehen, kann es 
auf jeden Punkt des Himmels gerichtet werden. 

Eine solche Aufstellung nennt man eine parallak- 
tische Aufstellung oder Montierung; ein Refraktor 
in parallaktischer Montierung wird Äquatorial ge- 
nannt. 

Da die Polarachse des Instruments parallel mit 
der Erdachse ist, so ist ihre Neigung zum Horizont 
gleich der geographischen Breite des Ortes, Auf Stern- 
warten in der Nähe des Äquators liegt daher die 
Polarachse des Aquatorials fast horizontal, während sie 



— 57 — 

auf den Sternwarten im Norden Europas sich der senk- 
rechten Lage nähert. 

Man wird einsehen, daß die eben beschriebene 
Au&tellung noch nicht die Aufgabe löst, einen be- 




isehen Fernrohres. 



stimmten Stern in das Gesichtfeld des Fernrohrs zu 
bringen oder, wie wir gewöhnlich sagen, einzustellen. 
Wir konnten minuten- oder gar stundenlang am Himmel 



- 58 - 

umhertappen, ohne den Stern zu erreichen. Es gibt 
nun zwei Wege, um hier zum Ziel zu gelangen. 

Bei jedem Fernrohr, das astronomischen Zwecken 
dienen soll, ist ein kleineres Fernrohr, der sog. Sucher, 
am unteren Ende parallel mit dem Hauptfernrohr 
fest angebracht. Dieser Sucher hat nur eine geringe 
Vergrößerung und daher ein großes Gesichtsfeld. In- 
dem der Beobachter an ihm entlang sieht, kann er, 
sobald er den Stern mit freiem Auge gefunden hat, 
das Fernrohr leicht so richten, daß der Stern in das 
Gesichtsfeld des Suchers kommt. Hierauf bewegt er 
das Fernrohr so, daß der Stern genau in die Mitte 
des Gesichtsfeldes des Suchers kommt. Ist diese Ein- 
stellung gelungen, so ist der Stern auch im Gesichts- 
felde des Hauptfernrohrs. 

Nun sind aber die meisten Himmelskörper, die 
der Astronom zu beobachten hat, für das bloße Auge 
gänzlich unsichtbar. Er muß daher ein anderes Mittel 
besitzen, um ein Fernrohr auf einen Stern auch dann 
richten zu können, wenn die Suchereinstellung versagt. 
Es geschieht dies mit Hilfe von geteilten Kreisen, von 
denen je einer an jeder Achse befestigt ist. Auf dem 
Deklinationskreise sind Grade und Minuten ver- 
zeichnet, um die Deklination des Punktes am Himmel 
anzugeben, auf den das Fernrohr gerichtet wird; 
der andere an der Polarachse befestigte Kreis, der 
Stundenkreis genannt wird, ist in 24 Stunden und 
diese wieder in je 60 Minuten eingeteilt. Wenn der 
Astronom einen Stern einzustellen wünscht, blickt er 
zunächst auf die Sternzeituhr, subtrahiert von der abge- 
lesenen Sternzeit die Rektaszension des Objektes und er- 
hält auf diese Weise den Stundenwinkel des Sterns d. h. 
seine Winkelentfernung östlich oder westlich vom Meri- 



— 59 — 

dian, die nun am Stundenkreise eingestellt wird. Ebenso 
stellt er am Deklinationskreis die Deklination des Sterns 
ein, d. h. er dreht das Fernrohr um die Deklinations- 
achse, bis die Ablesung am Kreise, die durch eine Lupe 
erfolgt, genau gleich der Deklination des Sterns ist; 
darauf setzt er das Uhrwerk in Gang und nun braucht 
er nur in das Okular des Fernrohrs hinein zu blicken, 
um den Stern im Gesichtsfelde zu finden. 

Erscheinen alle diese Manipulationen dem Leser 
noch sehr kompliziert, so braucht er nur eine Stem- 
w^arte zu besuchen, um zu sehen, wie einfach und 
rasch diese Handgriffe ausgeführt werden. Er wird 
dann auch in wenigen Minuten eine anschauliche Vor- 
stellung bekommen von Begriffen wie Sternzeit, Stunden- 
winkel, Deklination usw., und die ganze Einrichtung 
wird ihm viel klarer werden, als beim Lesen einer 
bloßen Beschreibung. 

Die Herstell^ing von Linsen und Fernrohren. 

Wir wollen jetzt auf einige interessante, meist 
historisch bedeutungsvolle Punkte eingehen, die mit 
dem Bau von Femrohren zusammenhängen. Die Haupt- 
schwierigkeit, deren Überwindung eine besondere an- 
geborene Geschicklichkeit verlangt, besteht in der Her- 
stellung eines guten Objektivglases. Die geringste 
Abweichung von der Form, ein Fehler, der vielleicht 
nur darin besteht, daß an irgend einer Stelle das Ob- 
jektiv um Vioooo ßittös Millimeters zu dünn geschliffen 
ist, genügt, um das Bild lu verderben. 

Die Geschicklichkeit des Optikers, der das Ob- 
jektiv herstellt, d. h. der es aus dem Rohmaterial in 
die richtige Form schleift, ist hierbei durchaus nicht 
allein maßgebend. Die Herstellung großer Glasblöcke 



— 6o — 

von der nötigen Gleichmäßigkeit und Reinheit stellt 
eine Aufgabe dar, die mindestens ebenso schwierig zu 
lösen ist. Irgend eine Abweichung von der voll- 
kommensten Gleichmäßigkeit des Glases ist nachher 
ebenso nachteilig und störend, wie ein Fehler in der 
Form des Objektives. Leute, die nicht mit den ein- 
zelnen Punkten der schwierigen Aufgabe vertraut sind, 
schlagen oft vor, diese Schwierigkeiten durch Her- 
stellung eines Objektivs aus kleineren Einzelstücken 
zu umgehen. Diese Idee, so scharfsinnig sie auch er- 
scheinen mag, ist völlig unausführbar aus dem ein- 
fachen Grunde, weil es unmöglich ist, zwei Glasstücke 
von genau demselben Brechungsvermögen herzustellen. 

Vor loo Jahren machte es besondere Schwierig- 
keiten, Flintglas von der nötigen Gleichmäßigkeit her- 
zustellen. Diese Glassorte enthält eine beträchtliche 
Menge Blei, das während des Schmelzprozesses zu 
Boden sank und dadurch dem unteren Teil der Schmelz- 
masse ein größeres Brechungsvermögen erteilte, als 
dem oberen. Infolgedessen gehörte in jener Zeit ein 
Fernrohr, wenn es 4 oder 5 Zoll Öffnung hatte, schon 
zu den grr)ßeren. Ganz zu Anfang des vorigen Jahr- 
hunderts erfand Guinand, ein Schweizer, eine Methode, 
nach der größere Blöcke gleichmäßigen Flintglases ge- 
gossen werden konnten. Er gab vor, hierbei ein Ge- 
heimverfahren anzuwenden, doch bestand sein Geheim- 
nis wohl nur darin, daß er das flüssige Glas während 
^es Schmelzprozesses dauernd umrührte. 

Zur weiteren Verarbeitung dieser Glasblöcke in 
die richtige Linsenform bedurfte man eines Optikers, 
der im Schleifen und Polieren ebenso geschickt war, 
wie Guinand im Gießen des Rohmaterials. Ein solcher 
Künstler fand sich in der Person eines einfachen 



— 6i — 

Glasersohnes in München, Fraunhofer mit Namen, 
der zuerst als Lehrling bei einem Glasschleifer be- 
schäftigt, bald von Stufe zu Stufe bis zum alleinigen 
Leiter eines großen optischen Instituts sich empor- 
arbeitete. Bereits um 1820 gelang es Fraunhofer, 
Fernrohre von 25 cm Öffnung herzustellen, und sein 
Nachfolger Merz brachte es um 1840 sogar bis auf 
38 cm. Die mit diesen Objektiven ausgestatteten 
beiden Fernrohre sind damals als Wunderwerke an- 
gestaunt worden. Das eine wurde von der Sternwarte 
in Pulkowo, das andere von dem Harvard-Observatorium 
in Cambridge (Nordamerika) erworben, und beide In- 
strumente sind noch jetzt, also nach einem Zeitraum 
von mehr als einem halben Jahrhundert, in praktischem 
Gebrauch. Noch größere Objektive sind erst in den 
sechziger Jahren durch Cooke in York (England) und 
durch Alvan Clark in Amerika hergestellt worden. 
Clark war ursprünglich ein bescheidener, in weiteren 
Kreisen gänzlich unbekannter Portraitmaler in Cam- 
bridgeport in Nordamerika, und die Tatsache, daß er 
trotz seiner kaum elementaren Vorbildung und ohne 
jegliche Erfahrung auf dem Gebiete der Optik bald 
als Verfertiger von Objektiven die führende Rolle über- 
nahm, beweist deutlich, welch ein wichtiger P'aktor im 
Menschenleben angeborenes Talent ist. Freilich kostete 
es Clark anfangs viele Mühe, sich in seiner Heimat 
Anerkennung zu verschaffen, und erst durch Dawes, 
einen eifrigen englischen Doppelsternbeobachter, der 
Clark eines seiner ersten Instrumente abkaufte, wurde 
die Fachwelt, insbesondere in Amerika, auf den jungen 
Künstler aufmerksam. Für die Universität von Mississippi 
wurde ihm ein größerer Refraktor in Auftrag ge- 
geben, der 1860 vollendet wurde und mit seinen 46 cm 



— 62 — 

Öffnung alle übrigen Fernrohre jener Zeit weit über- 
traf. Während seiner Prüfung in der Werkstatt machte 
ClarksSohn damit eine höchst interessante Entdeckung; 
er fand nämlich einen Trabanten des Sirius, dessen 
Vorhandensein durch seine Anziehung auf Sirius von 
Bessel bereits nachgewiesen war, den aber noch kein 
menschliches Auge gesehen hatte. Der Ausbruch des 
Bürgerkrieges verhinderte die Abnahme des Fern- 
rohres und es wurde schließlich von Chicagoer Bürgern 
erworben. Es ist heute in der Nordwest-Universität 
in Evanstoh aufgestellt. 

Inzwischen wurden Glasblöcke von immer größeren 
Dimensionen in den Glaswerken von Chance & Co. 
in England und von Feil in Paris, dem Schwiegersohn 
von Guinand, gegossen. Aus dem Material dieser 
beiden Glaswerke stellte Clark weiterhin den 26 zölligen 
Refraktor für die Sternwarte in Washington und ein 
ebensolches Instrument für die Universität von Virgi- 
nia her. Dann folgte der 30 Zöller (76 cm) für die 
Sternwarte in Pulkowo, der 36 zöllige (91 cm) Refrak- 
tor für die Licksternwarte und schließlich das große 
Fernrohr der Yerkes-Stern warte, das 102 cm im Durch- 
messer mißt und auch heute noch den größten Re- 
fraktor darstellt, der wissenschaftlichen Zwecken dient. 

Von europäischen Optikern sind in neuerer Zeit 
größere Objektive hergestellt worden für die Stern- 
warten in Wien (68 cm) und Greenwich (7 1 und 66 cm) 
von Grubb in Dublin, für Nizza (77 cm) von Henry 
in Paris und für Potsdam (80 und 50 cm) von Stein- 
heil in München. 

Das optische Material zu dem Yerkesrefraktor ist 
von Feils Nachfolger M a n t o i s geliefert worden , 
während das Glas zu den neuesten Fernrohren euro- 



- "3 - 

päischer Sternwarten, insbesondere zu dem großen 
Doppel fern röhr in Potsdam, in den Glaswerken von 
Schott u. Gen. in Jena gegossen worden ist. 



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Mit der /Amahme der Objektiv- und Fernrohr- 
(iimensionen gestaltete sich auch die technische Auf- 
liabe einer vorteilhaften Montierung solcher Riesen- 



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- 64 - 

Instrumente immer schwieriger. In Amerika sind die 
beiden soeben genannten großen Fernrohre, der Lick- 
und der Yerkesrefraktor, von Warner & Swasey 
aufgestellt worden, während die Montierung der meisten 
europäischen Instrumente größerer Dimensionen von 
dön Gebrüdern Repsold in Hamburg angefertigt ist, 
einer Werkstätte, die seit Generationen Weltruf in der 
Herstellung astronomischer Instrumente besitzt. Zu 
der Bewegung, Richtung und Einstellung von solch 
großen Refraktoren reicht die Kraft des Beobachters 
häufig nicht mehr aus. Derartige Instrumente, ihre 
drehbaren Kuppeln, Beobachtungsstühle u. dgl. stellen 
daher heutzutage komplizierte Maschinen dar, deren 
Bewegung oft durch elektrische oder hydraulische Vor- 
richtungen meist vom Okular des Fernrohrs aus be- 
werkstelligt wird. 

2. Das Spiegelteleskop. 

Obgleich in der astronomischen Praxis der Re- 
fraktor im Allgemeinen wohl am meisten Verwendung 
findet, gibt es zur Beobachtung der Gestirne noch 
ein anderes Instrument von grundverschiedener Kon- 
struktion. Bei diesem wird die Hauptaufgabe des 
Objektivs von einem leicht konkav geschliffenen Spiegel 
übernommen. Ein solcher Spiegel hat die Eigenschaft, 
daß er parallele Strahlen, die auf ihn fallen, in einem 
Brennpunkt vereinigt, der ungefähr in der Mitte 
zwischen dem Spiegel und seinem Krümmungsmittel- 
punkt liegt. 

Ein derartiges Instrument hat gegenüber dem 
Refraktor den großen Vorzug, daß es frei ist von 
störender Farbendispersion. Ein anderer Vorteil liegt 



- 65 - 

darin, daß es in viel größeren Dimensionen gebaut 
werden kann, als ein Refraktor. Beim Refraktor be- 
deuten die 40 Zoll Öffnung des Yerkes - Fernrohrs 
heutzutage schon eine Grenzleistung. Dagegen baute 
bereits vor mehr als einem halben Jahrhundert Lord 
Rosse ein großes Spiegelteleskop von mehr als sechs 
Fuß Öffnung. Nach den Größen Verhältnissen allein 
zu urteilen, hätte dieses Instrument wesentlich viel 
mehr Licht geben und folglich auch viel schwächere 
Sterne zeigen müssen, als irgend ein bis jetzt gebauter 
Refraktor. Aber aus irgend einem Grunde hat seine 
Leistungsfähigkeit, wie überhaupt diejenige der älteren 
Spiegelteleskope, den Größenverhältnissen nicht ent- 
sprochen. 

Die praktischen Schwierigkeiten beim Gebrauch 
des Teleskops sind mannigfach. Die erste und augen- 
fälligste besteht darin, daß die Strahlen in derselben 
Richtung zurückgeworfen werden, aus der sie kommen. 
Um das Bild zu sehen, muß also der Beobachter not- 
gedrungen in den Spiegel hineinschauen. Tut er das 
von oben herein, so schneiden sein Kopf und seine 
Schultern das Licht ab, das sonst auf die Mitte des 
Spiegels fallen würde. Es ist daher eine Vorrichtung 
nötig, die es ermöglicht, das zurückgeworfene Bild 
seitwärts abzulenken. Hierfür gibt es zwei Wege. 

In dem nach Cassegrain benannten Spiegeltele- 
skop wird ein kleiner, leicht konvex geschliffener Spiegel 
zwischen dem Brennpunkt und dem Hauptspiegel ein- 
geschaltet In dem Zentrum des Letzteren wird eine 
Öffnung gebohrt, durch welche die von dem kleinen 
Spiegel zurückgeworfenen Strahlen heraustreten können. 
Die Krümmung und die Stellung der beiden Spiegel 
wird so gewählt, daß das Bild des fernen Objektes in 

Newcomb, Astronomie. 5 



— bb ~ 

dieser Öffnung erscheint, und hier mit Hilfe eines 
Okulars betrachtet werden kann. Das einzige Fernrohr 
dieser Art in praktischem Gebrauch ist das große 
Melbourne-Spiegelteleskop von 4 Fuß Durchmesser, das 
I I von Howard Grubb ver- 

fertigt ist. 

Die am meisten gebrauchte 
Vorrichtung zur Ablenkung 
der reflektierten Strahlen 
aus der Richtung der Tele- 
skopachse stammt von Isaac 
Newton. Sie besteht, wie 
Fig. 15 zeigt, aus einem schrä- 
gen Spiegel, der ein einfaches 
Glasprisma sein kann, und der 
fast genau in dem Brennpunkt 
des Hauptspiegels angebracht 
wird. Seine spiegelnde Ebene 
bildet einen Winkel von 45 
Grad mit der Achse des Tele- 
skops und reflektiert daher die 
Strahlen seitlich nach dem An- 
satzrohr. Hier wird das Brenn- 
punktsbild mit einem gewöhn- 
lichen Okular beobachet 

Es ist bemerkenswert, daß 
trotz der außerordentlichen 
Verbesserung der mechani- 
schen Vorrichtungen, die der 
Bau und die Aufstellung eines Spiegelteleskops er- 
fordern, niemals ein Versuch gemacht wurde, auf 
Lord Rosses Rieseninstrument ein gleich großes 
folgen zu lassen. Die größten Spiegelteleskope, die 




- 67 - 

mit Erfolg in der astronomischen Praxis verwendet 
worden sind, hatten ungefähr 4 Fuß im Durchmesser. 
Die Hauptschwierigkeit bei dem Gebrauche noch 
größerer Spiegel beruht darin, daß sie sich unter dem 
Einfluß ihres eigenen Gewichts durchbiegen und dann 
unvollkommene Bilder liefern. Es scheint fast, als wenn 
es kein Mittel gibt, diesen P^ehler bei Spiegeln von 
mehr als 4 bis 5 Fuß Durchmesser völlig zu be- 
seitigen. 

Während gegenwärtig für direkte Beobachtungen 
kaum noch größere Spiegelteleskope angefertigt werden, 
haben diese Instrumente auf einem anderen Gebiete 
der Himmelskunde, nämlich in der Astrophotographie, 
gerade in der letzten Zeit umfassende Verwendung 
gefunden. Es hat sich gezeigt, daß die Spiegelteleskope 
bei Aufnahmen lichtschwacher Objekte, wie Kometen, 
Sternhaufen und Nebelflecken, den Refraktoren nicht 
nur gleichkommen, sondern sie sogar weit übertreffen. 
Besonders bekannt sind in dieser Beziehung die 
Leistungen des von Common verfertigten und von Cross- 
ley der Lickstern warte geschenkten Crossley-Reflektors 
von 9 1 cm Öffnung. Die Erfolge, die Keeler mit diesem 
Instrumente erzielte, haben in erster Linie dazu bei- 
getragen, daß das Spiegelteleskop in der astronomischen 
Praxis von neuem Bürgerrecht erhalten hat. So wird 
an der Yerkes-Stern warte gegenwärtig ein Spiegel von 
Ritchie mit 60 cm Durchmesser, in Heidelberg ein 
solcher von Zeiss mit 70 cm Durchmesser zu Himmels- 
aufnahmen erfolgreich verwendet 

Bei den älteren Instrumenten von Lord Rosse, 
Lasseil u. a. war der Spiegel aus einer Kupferzinn- 
legierung, die als Spiegelmetall bekannt ist, verfertigt; 
in neuerer Zeit verwendet man jedoch nach dem Vor- 



— 68 — 

gang von Steinheil und Foucault als reflektierende 
Fläche eine dünne Silberschicht, die auf Glas auf- 
getragen ist. Der Hohlspiegel besteht dabei aus einer 
großen dicken Glasscheibe, deren eine Seite genau 
parabolisch geschliffen ist Diese letztere Form der 
Krümmung ist notwendig, um alle Strahlen in genau 
demselben Brennpunkt zu vereinigen. Ein dünner 
Überzug von Silber wird dann auf die Oberfläche des 
Glases gebracht, und man erhält so einen Spiegel, 
welcher der feinsten Politur fähig ist, und viel mehr 
Licht reflektiert als poliertes Metall. 

3. Das photographische Fernrohr. 

Einen der größten Fortschritte der praktischen 
Astronomie unserer Zeit hat die Anwendung der 
Photographie in der Himmelskunde mit sich gebracht; 
bei der Einfachheit des Verfahrens mag sogar die 
späte Einführung der Photographie in die astronomische 
Praxis fast unverständlich erscheinen. Zwar versuchte 
schon Daguerre, der Begründer der Photographie, 
Himmelsaufnahmen anzufertigen, doch waren seine 
Resultate bei der Unempfindlichkeit der damaligen 
Platten wenig ermutigend. Erst nach der Erfindung 
des nassen Kollodiumverfahrens gelang es im Jahre 
1863 Draper in New York mit einem selbst konstru- 
ierten Spiegel von etwa 40 cm Öffnung die ersten 
brauchbaren Mondaufnahmen herzustellen. Ausgezeich- 
nete Photographien der Sonne lieferten Foucault und 
Fizeau, ferner Warren de la Rue, der bei seinen 
Himmelsaufnahmen ebenfalls ein Spiegelteleskop an- 
wandte, während Ruther furd in New York sich 
bereits eines speziell für photographische Strahlen 



- 69 - 

korrigierten Fernrohrs bediente. Gerade Rutherfurd 
brachte es schließlich so weit, daß seine Aufnahmen 
der Sonne, des Mondes und einiger Sternhaufen sich 
ruhig mit modernen Leistungen messen können und 
bei ihrem verhältnismäßig hohen Alter für die Wissen- 
schaft noch heute einen großen Wert besitzen. 

Trotz dieser Erfolge konnte bei der Umständlich- 
keit des damaligen photographischen Verfahrens von 
einer allgemeineren Verwertung der Photographie in 
der Himmelskunde kaum die Rede sein. Erst als im 
Jahre 1871 Maddox in England das noch heute ge- 
bräuchliche bequeme Trockenplattenverfahren erfand, 
wurde es möglich, in verhältnismäßig kurzer Zeit und 
ohne große Vorbereitungen Aufnahmen nicht nur von 
den helleren, sondern auch von den schwächsten 
Himmelsobjekten anzufertigen. 

Eine Himmelsaufnahme kann mit jeder gewöhn- 
liehen Kamera hergestellt werden, wenn wir sie nur 
wie ein Äquatorial parallaktisch aufstellen und mit 
einem Uhrwerk versehen, so daß sie dem Stern in 
seiner täglichen Bewegung nachgeführt wird. Eine 
Expositionszeit von wenigen Minuten genügt bereits, 
um ein Bild von mehr Sternen zu erhalten, als man 
mit bloßem Auge wahrnehmen kann; bei Verwendung 
eines großen, lichtstarken Objektivs ist hierzu sogar 
noch weniger Zeit erforderlich. 

Von den Astronomen wird zur Photographie der 
Gestirne nach Rutherfurds Vorgang jetzt meist ein 
besonderes photographisches »Fernrohr benutzt. Jedes 
gewöhnliche Fernrohr würde eigentlich für den Zweck 
zu verwenden sein; um jedoch vollkommen scharfe 
Bilder zu erhalten, muß das Objektiv in erster Linie 
diejenigen Lichtsorten in ein und demselben Brenn- 



— 70 — 

punkt vereinigen, für welche die photographische Schicht 
besonders empfindhch ist, nämlich die blauen und die 
violetten Strahlen. Man kann jedoch ein gewöhnliches, 
besonders für gelbe Strahlen korrigiertes Objektiv mit 
Erfolg für photographische Zwecke benutzen, wenn 
man nur zwischen Objektiv und Platte einen gelben 
Filter einschaltet, der die blauen und violetten ^Strahlen 
absorbiert. Bei hellen ^ Objekten , wie Sonne und 
Mond, gibt diese Methode sehr gute Resultate, bei 
Sternaufnahmen erfordert sie jedoch zu lange Expo- 
sitionszeiten und überdies die Anwendung besonderer, 
für gelbe Strahlen empfindlicher Platten Sorten, weshalb 
sie heute nur noch bei ganz speziellen Untersuchungen 
angewendet wird. 

Nach den bisherigen Erfolgen der Himmelsphoto- 
graphie zu urteilen, ist es wohl möglich, daß in Zu- 
kunft vielleicht der größte Teil der astronomischen 
Arbeiten auf photographischem Wege erledigt werden 
wird. Der Hauptvorteil der Methode liegt darin, daß, 
wenn einmal von einem Fixstern oder einem anderen 
Himmelskörper ein Bild aufgenommen ist, es mit Muße 
und mit aller Sorgfalt zu jeder Zeit studiert und aus- 
gemessen werden kann, während für die Beobachtung 
am Himmel stets nur wenige Nachtstunden zur Ver- 
fügung stehen und die Messungen am Fernrohr in- 
folgedessen stets mehr oder weniger eilig ausgeführt 
werden müssen. 

Früher wurden z. B. die Sonnenflecken durch 
direkte Beobachtung am Fernrohr, durch Zählung und 
und Messung ihrer Stellung auf der Sonnenscheibe usw. 
untersucht; jetzt wird an einer ganzen Anzahl großer 
Sternwarten täglich eine Aufnahme der wSonne gemacht^ 
und die Orte der Flecken werden durch Ausmessung- 



— -Jl — 

der Photographie abgeleitet. In dieser Weise wird 
das Studium der Sonne und der auf ihrer Oberfläche 
vorgehenden Veränderungen von Tag zu Tag verfolgt. 
Ebenso legte früher der Astronom seine Wahrneh- 
mungen an dem Aussehen eines Kometen in einer 
Zeichnung nieder. Das war ein etwas unsicheres Ver- 
fahren, und in der Regel stimmten nicht zwei Be- 
obachter bezüglich der feineren Einzelheiten mit ein- 
ander überein. Jetzt wird der Komet photographiert 
und auf dem Negativ studiert. Ebenso liegen die Ver- 
hältnisse bei den Nebelflecken. Zeichnungen werden 
nicht mehr von ihnen angefertigt, da die Photographieen 
viel mehr Einzelheiten zeigen, als die beste Zeichnung. 

Das größte photographische Fernrohr, das bis 
jetzt gebaut wurde, ist der große photographische Re- 
fraktor des Astrophysikalischen Observatoriums in 
Potsdam. Er hat 80 cm Öffnung und seine Linsen 
sind so geschliffen, daß sie nur die photographisch 
wirksamen Strahlen genau in denselben Brennpunkt 
bringen. Ein solches Instrument kann infolgedessen 
zu optischen Zwecken direkt nicht benutzt werden; es 
ist jedoch die Einrichtung getroffen, daß eine Korrek- 
tionslinse in den Strahlengang eingeschaltet werden 
kann, wodurch eine bessere Vereinigung der optischen 
Strahlen erzielt wird, so daß der Refraktor dann auch 
zu direkten visuellen Beobachtungen benutzt werden 
kann, mit dem einzigen Nachteil, daß durch die Kor- 
rektionslinse das Gesichtsfeld des Fernrohrs verkleinert 
wird. 

Der Potsdamer Refraktor ist übrigens ein Doppel- 
fernrohr. Das photographische Rohr ist mit einem 
optischen Rohr von 50 cm Öffnung fest verbunden, 
das außer zu direkten Beobachtungen auch noch als 



— 72 — 

Leitfernrohr bei photographischen Aufnahmen mit dem 
80 cm -Rohr dient. Da nämlich die kleinen Unregel- 
mäßigkeiten im Gang des Uhrwerks auf die Schärfe 
des photographischen Bildes einen großen Einfluß 
haben, so ist es erforderlich, daß während der ganzen 
Aufnahmezeit, die sich oft auf mehrere Stunden er- 
streckt, ein Beobachter den Gang des Uhrwerks un- 
unterbrochen kontrolliert, bezw. beobachtet, ob das 
anvisierte und gleichzeitig photographierte Objekt auch 
dauernd im Fadenkreuz des Leitfernrohrs verbleibt. 

Als eine der großartigsten internationalen Unter- 
nehmungen auf dem Gebiete der Astrophotographie 
ist die gegenwärtig im Gange begriffene Herausgabe 
einer photographischen Himmelskarte größten 
Maßstabes anzusehen. 18 Sternwarten der Erde be- 
teiligen sich an der riesigen Arbeit, die den Grund- 
stock für alle zukünftigen Untersuchungen über den 
Bau des Weltalls bilden wird. Das Unternehmen um- 
faßt zwei Hauptaufgaben: erstens die Herstellung einer 
vollständigen Karte des gestirnten Himmels, welche 
alle Fixsterne bis zur 14. Größenklasse enthält; zweitens 
die Ableitung der genauen Positionen und die An- 
fertigung eines Kataloges aller Fixsterne bis zur 1 1 . 
Größe. Um die Einheitlichkeit der Arbeit zu sichern, 
werden alle hierfür bestimmten Aufnahmen mit Fern- 
rohren von genau der gleichen Größe und Bauart an- 
gefertigt. In Deutschland beteiligt sich die Sternwarte 
in Potsdam an diesem Unternehmen. 



4. Das Spektroskop. 

Das Spektroskop ist ein Instrument zur Analyse 
des Lichts. Es ist ein viel neueres Instrument als das 



— 73 — 

Fernrohr, da es für astronomische Zwecke zuerst vor 
40 Jahren in Anwendung kam. Um dem Leser die 
Anwendung des Spektroskops zu erklären, muß etwas 
über die Wärme- und Lichtstrahlen gesagt werden, 
die von den Himmelskörpern ausgehen, 

Wir wissen, daß die Sonne uns sowohl Wärme 
wie Licht spendet. Eine sehr einfache Beobachtung 
zeigt, daß die Wärmestrahlen sich genau so wie die 
Lichtstrahlen in gerader Richtung fortpflanzen und 
daß sie durch Luft und andere durchsichtige Körper 
gehen, ohne diese zu erwärmen. Wenn wir in einem 
völlig kalten Zimmer ein großes Feuer in dem Kamin 
anzünden, so werden wir die Hitze in unserem Gesicht 
verspüren, trotzdem die Luft ringsum kalt ist. Ein 
überraschendes Experiment läßt sich ausführen, wenn 
man eine Linse aus Eis herstellt und sie als Brennglas 
benutzt. Die Sonnenstrahlen, die durch das Eis ihren 
Weg nehmen, können so konzentriert werden, daß sie 
die Hand verbrennen, ohne daß dabei das Eis schmilzt. 

Früher nahm man an, Wärme und Licht seien 
zwei verschiedene Dinge, jetzt ist es bekannt, daß das 
nicht der Fall ist. Da sie beide von einem glühenden 
Körper ausgestrahlt werden, können sie den Gesamt- 
namen Strahlen führen. Alle Strahlen bringen, wenn 
sie auf eine Ebene fallen, Wärme hervor, ebenso wie 
die Glut des Feuers Hitze auf der Zimmerwand her- 
vorbringt. Aber nicht alle Strahlen wirken auf den 
Augennerv derart, daß sie eine Empfindung von Licht 
hervorbringen. 

Man weiß jetzt, daß Strahlen eine Art von Wellen 
in einem Medium, dem sog. Äther, sind, der den ganzen 
Himmelsraum selbst bis zum fernsten Fixstern erfüllt. 
Diese Wellen sind außerordentlich kurz. Um einen 



— 74 — 

Begriff von ihrer geringen Länge zu erhalten, müssen 
wir sie nach einem Maß, das Mikron heißt, bestimmen 
worunter man Viooo "^"^ versteht Jene Wellen, die 
eine Empfindung von Licht im Auge hervorbringen, 
liegen zwischen ^lo ""^ Vio eines Mikrons. Dieses 
gibt 15000 bis 25000 Wellen auf den Zentimeter. 
Figur 16 zeigt ein Stück einer solchen Wellenlinie. 
Die Entfernung zwischen den punktierten Linien, zwei 
Wellenbergen, ist dann die Wellenlänge. Die Strahlen, 
welche die Sonne oder irgend ein anderer leuchtender 
Körper aussendet, haben aber nicht alle gleiche, son- 
dern sehr verschiedene Wellenlängen, und sind im 
weißen Lichte alle durcheinander gemischt. In dieser 




fVelUfvCdnffe- 



Fig. 16. Wellenlänge des Lichtes. 



Hinsicht sind die Strahlen wie die Wellen des Ozeans, 
welche in der Länge von einigen Hundert Metern bis 
zu wenigen Zentimetern variieren und sich in ähnlicher 
Weise überlagern. 

Wenn die Lichtstrahlen durch ein Glasprisma gehen, 
werden sie von ihrem Wege abgelenkt. Strahlen von 
verschiedener Wellenlänge werden verschieden ge- 
brochen, aber so, daß Wellen der gleichen Länge stets 
in dem gleichen Maße gebrochen werden. Diese ver- 
schiedene Brechbarkeit von Strahlen verschiedener 
Wellenlänge läßt sich am einfachsten vorführen, wenn 
man ein Sonnenspektrum unter Zuhilfenahme eines 



— 75 — 

dreikantigen Prismas entwirft. Wenn wir das farbige 
Licht auf einem weißen Schirm auffangen, sehen wir 
rotes Licht unten, darüber gelbes, dann in der Reihen- 
folge grün, blau und violett. Diese Anordnung der 
Farben in einer Ebene nennt man Spektrum. Die 
Farbe des Lichtes im Spektrum hängt allein von der 
Wellenlänge ab. Wenn die Wellenlänge eines Strahles 
größer ist als ungefähr ^Vioo eines Mikrons, so sieht 
das Auge ihn nicht mehr und für unsere Empfindung 
wirkt er dann einfach als Wärme. Von dieser Länge 
bis zu ^Vioo Mikron sieht das Licht rot, ist die Wellen- 
länge noch kürzer, so sieht es scharlachrot aus; dann 
kommt gelb usw. Ist die Wellenlänge kürzer als 
*Vioo eines Mikrons, so ist es schwer, dieses Licht 
überhaupt noch wahrzunehmen. Aber gerade dieses 
schwache violette Licht wirkt stärker auf die photo- 
graphische PJatte, als das gelbe Licht, das dem Auge 
im Spektrum am glänzendsten erscheint. Das Licht, 
das am stärksten photographisch wirksam ist, liegt im 
Blau und Violett, und je weiter wir gegen Rot vor- 
dringen, desto mehr nimmt diese photographische Wirk- 
samkeit ab. 

Alle Körper senden Strahlen aus, doch sind bei 
gewöhnlicher Temperatur die Wellen dieser Strahlen 
zu lang, um vom Auge wahrgenommen zu werden. 
Erst wenn wir einen Körper bis zur Rotglut er- 
wärmen, sendet er Strahlen von genügend kurzer 
Wellenlänge aus, die dem Auge als Licht erscheinen. 
Sobald wir ihn noch mehr erhitzen, strahlt er immer 
mehr Wellen von großer Länge, aber dabei auch 
immer mehr Wellen von kurzer Länge aus. Wenn 
wir z. B. Eisen erhitzen, so erscheint es anfangs rot- 
und nachher weißglühend. 



- 76 - 

Die Möglichkeit von Schlüssen über die Zusammen- 
setzung- eines heißen Körpers auf Grund des Lichtes, 
das er ausstrahlt, beruht auf der Tatsache, daß ver- 
schiedene Körper Licht von verschiedener Wellenlänge 
ausstrahlen. Handelt es sich um einen festen leuchten- 
den Körper, so strahlt er Licht von allen Wellenlängen 
aus, und wir können dann nicht viel aus seinem Spek- 
trum erkennen. Ist er aber eine Masse durchsichtigen 
Gases, so strahlt er nur Licht von bestimmten Wellen- 
längen aus, je nach der Natur des betreffenden Stoffes. 

Die leichteste Art, ein Gas zum Leuchten zu 
bringen, besteht darin, daß man einen elektrischen 
Funken durch dasselbe sendet. Wenn wir dann das 
durch den Funken hervorgerufene Licht mit einem 
Prisma analysieren, so finden wir, daß das Spektrum 
aus einer oder mehreren glänzenden Linien zusammen- 
gesetzt ist, die je nach der Natur des Gases an 
verschiedener Stelle stehen. So haben wir ein Spek- 
trum von Wasserstoff, ein anderes von Sauerstoff 
usw., kurz Spektra von fast allen Körpern, die wir 
kennen. Feste Körper, alle Metalle eingeschlossen, 
können auf ihr Spektrum untersucht werden, wenn 
man sie so intensiv durch den elektrischen Funken 
erhitzt, daß ein Teil des Körpers gasförmig und 
leuchtend wird. Wir können so ein Spektrum von 
Eisen erhalten, das der geübte Beobachter an der 
Stellung und Anordnung der Linien sogleich als Eisen- 
spektrum erkennt. 

Spektralanalyse der Gestirne. 

Das Grundprinzip der Spektralanalyse läßt sich 
wie folgt ausdrücken: Wenn das Licht eines weiß- 
glühenden Körpers durch ein Gas geht, das kälter ist, 



— 77 — 

als der leuchtende Körper, so werden durch das Gas 
alle Wellenlängen aus dem Lichte ausgemerzt und 
absorbiert, die es selbst ausstrahlen würde, wenn es 
weißglühend wäre. Das Spektrum des festen Körpers 
erscheint in einem solchen Falle von gewissen dunklen 
Linien durchzogen, die von der Natur des Gases ab- 
hängig sind, durch welches das Licht hindurchgegangen 
ist. Wenn wir also beispielsweise einen elektrischen 
Lichtbogen durch ein Prisma aus unmittelbarer Nähe 
betrachten, so wird sein Spektrum von dem einen bis 
zum anderen Ende kontinuierlich erscheinen. Steht 
dagegen das Licht in weiter Entfernung, so w^erden 
wir es von einer großen Zahl dunkler Linien durch- 
brochen sehen. Diese Linien werden von der Luft 
verursacht, durch die das Licht gegangen ist und die 
in dem Spektrum Strahlen von bestimmten Wellen- 
längen ausgelöscht hat. Es ist von Interesse, daß hier- 
bei der Wasserdampf in der Luft die wichtigste Rolle 
spielt und eine große Anzahl von Linien erzeugt, durch 
deren Auftreten sein Vorhandensein in der Luft augen- 
blicklich festgestellt werden kann. Die dunkelsten 
Linien, die man im Sonnenspektrum gefunden hat, sind 
in Fig. 17 mit A, B, C usw. bezeichnet. 

Wir können somit das Spektroskop in der ver* 
ständlichsten Weise als ein Instrument definieren, das 
dazu dient, Spektra von Körpern sowohl am Himmel 
wie auf der Erde zu beobachten und die auftretenden 
Linien durch Ausmessung festzulegen. 

Die Entwicklung der Spektralanalyse ist fast gänz- 
lich eine Errungenschaft der Neuzeit, obwohl ihre An- 
fänge, wie bei jeder anderen Wissenschaft, mehrere 
Jahrhunderte zurückdatieren. Die dunklen Linien des 
Spektrums waren sogar schon Newton bekannt. Später 



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wurden sie im ersten Viertel des vorigen Jahrhunderts 
zuerst v:n Wol laston und dann mit größerer Ge- 
nauigkeit von Fraunhofer in 
München studiert, nach dem sie 
als Fraunhofersche Linien 
bezeichnet werden. Fraunhofer 
war auch der erste, der eine 
Zeichnung des Sonnenspektrums 
in großem Maßstabe anfertigte. 
Man hatte auch schon vor der 
Mitte des 19. Jahrhunderts er- 
kannt, daß die Linien wahrschein- 
lich durch die Wirkung von ab- 
sorbierenden Gasen zwischen Spek- 
troskop und Lichtquelle hervor- 
gebracht werden, eine eigentliche 
Theorie der Spektralanalyse wurde 
jedoch erst durch die Entdeck- 
ungen von Kirchhoff und 
Bunsen in Heidelberg in den 
Jahren 1857 — 63 geliefert. Sie 
wurde in der berühmten Ver- 
öffentlichung Kirchhoffs in Pog- 
gendorfs „Annalen der Physik 
und Chemie" niedergelegt. 

Wir untersuchen heute die 
Himmelskörper mit dem Spek- 
troskop aus zwei Gründen, einer- 
seits um die chemische Beschaffen- 
heit der Körper zu bestimmen, 
andererseits um ihre Bewegung 
auf uns zu oder von uns fort zu erkennen. Die Mög- 
lichkeit, mit dem Spektroskop auch Bewegungen nach- 



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— 79 — 

zuweisen, stellt eine der wunderbarsten Errungenschaften 
der neueren Wissenschaft dar. Wenn ein Stern auf uns 
zu kommt, so wird die Wellenlänge des von ihm aus- 
gehenden Lichtes infolge der Bewegung etwas kürzer, 
wenn er sich dagegen von uns entfernt, wird sie länger. 
Auf diese Weise ist es möglich, aus der Messung von 
Verschiebungen der Linien im Spektrum eines Sternes 
zu ermitteln, ob er sich uns nähert, oder von uns ent- 
fernt. 

In den letzten Jahren ist die Untersuchung der Stern- 
spektra fast ausschließlich mit Hilfe der Photographie 
ausgeführt worden. Man hat gefunden, daß wie in 
vielen anderen Fällen so auch hier die jetzt gebräuch- 
lichen photographischen Trockenplatten Eindrücke auf- 
nehmen, die so schwach sind, daß das Auge am Fern- 
rohr sie nicht mehr empfindet. Die Photographie eines 
Spektrums zeigt dem Astronomen nicht nur diejenigen 
Linien, die er im Spektroskop sieht sondern häufig 
noch viele andere. Die gegenseitige Stellung der 
Linien auf dem Negativ wird dann gemessen und zu 
weiteren Studien und Schlußfolgerungen verwertet. 

5. Andere astronomische Instrumente. 

Es wird gewöhnlich vom Publikum angenommen, 
daß die Haupttätigkeit eines Astronomen darin besteht, 
die Gestirne im Fernrohr zu betrachten und zu studieren. 
Dies trifft nur in dem Sinne zu, als ein Fernrohr ein 
notwendiger Bestandteil eines jeden astronomischen 
Instruments ist. Aber das Betrachten der Gestirne 
mit einem Fernrohr stellt nur einen sehr kleinen Teil 
der Tätigkeit eines Astronomen dar. Der wichtigste 
praktische Nutzen der Astronomie für die Menschheit 



— 8o — 

besteht in der Ermittelung der Zeit und in der Be- 
stimmung von Breiten und Längen der einzelnen Punkte 
auf der Erdoberfläche, damit wir wissen, wo Städte 
und andere wichtige Orte liegen, und damit wir im- 
stande sind, von ganzen Ländern und einzelnen Ge- 
bieten Karten zu entwerfen. Alle diese Arbeiten er- 
fordern eine Kenntnis der genauen Stellung der Sterne, 
ihrer Rektaszensionen und Deklinationen. Wir haben 
in einem früheren Kapitel gezeigt, wie diese beiden 
Größen auf der Himmelskugel mit der Länge und 
Breite auf der Erdoberfläche zusammenhängen. Auf 
Grund dieser Beziehungen ist es dem Beobachter mög- 
lich, die Breite seines Beobachtungsortes aus der 
Deklination eines Sternes und die Länge aus seiner 
Rektaszension und der Sternzeit eines Ortes von be- 
kannter Länge abzuleiten. Die Gestalt und Größe der 
Planeten, die Bewegung der Trabanten, die Bahnen 
von Planeten und Kometen, die Struktur der Nebel 
und Sternhaufen bieten für sich ein endloses Feld für 
astronomische Untersuchungen, und um derartige 
Forschungen anzustellen, bedarf der Astronom außer 
dem Fernrohr noch anderer Instrumente. 

Meridiankreis und Uhr. 

Eine der wichtigsten und schwierigsten Aufgaben 
des praktischen Astronomen umfaßt die Bestimmung 
der Stellung der Himmelskörper an der Himmelskugel. 
Das Hauptinstrument für dies^ Bestimmungen ist das 
Meridian instr um ent, auch Meridiankreis genannt 
(Fig. i8). 

Ein Meridiankreis besteht aus einem, auf einer 
horizontalen Achse rechtwinklig befestigten, im Osten 
und im Westen unterstützten Fernrohr, dessen Visier- 



— 8i — 

linie nur längs des Meridians bewegt werden kann. 
Von der Stellung an, in der es genau nach dem 
Südpunkt des Horizontes gerichtet ist, kann man 
es emporbewegen, bis die Absehenslinie durch das 
Zenith geht, und noch weiter bis sie den Pol und den 
Nordpunkt des Horizontes trifft. Dagegen kann man 
es nicht nach Osten oder Westen drehen. Es könnte 
scheinen, als ob diese eigentümliche Aufstellung die 
Anwendbarkeit eines Meridianinstrumentes sehr be- 
schränkte, aber gerade auf diese Beschränkung gründet 
sich sein Nutzen. Die große Bedeutung dieses In- 
struments liegt darin, daß es gestattet, die Rekt- 
aszension eines Sterns lediglich durch Zuhilfenahme 
der Sternzeit zu bestimmen. In einem früheren Kapitel 
wurde der Begriff Sternzeit erklärt und dabei erwähnt, 
daß ihre Einheiten (Stunden, Minuten und Sekunden) 
etwas kürzer sind, als bei unserer gewöhnlichen Sonnen- 
zeit, so daß eine Sternzeituhr von Monat zu Monat 
ungefähr zwei Stunden gegenüber der üblichen Zeit- 
rechnung gewinnt. Der Sternzeitmoment, in dem ein 
Stern durch den Meridian geht, ist aber genau gleich 
der Rektaszension des Sterns; die Aufgabe, die letz- 
tere zu bestimmen, ist infolgedessen ganz einfach zu 
lösen. Wir setzen die Sternzeituhr in Gang, stellen 
sie auf genaue Sternzeit ein, richten das Meridian- 
instrument auf verschiedene Stellen der Mittagslinie in 
dem Moment, wenn dort gerade Sterne im Begriff 
sind, zu kulminieren und notieren den genauen Zeit- 
punkt ihres Meridiandurchganges. In dem Instrument 
ist der Meridian durch einen sehr feinen senkrechten 
Spinnfaden im Brennpunkte des Fernrohrs bezeichnet. 
Der Augenblick, in dem der Faden den vorüber- 
ziehenden Stern schneidet, stellt den Durchgang durch 

Newcomb, Astronomie. 



den Meridian dar. Die an der Sternzeituhr abgelesene 
Zeit gibt dann direkt die Rektaszension des Sterns. 
Wenn die Uhr vollkommen genau ginge, und das In- 
strument sich absolut genau in der Ebene des Meri- 
dians drehte, so würde die Rektaszension eines Sterns 
in dieser einfachen Weise bestimmt werden können. 




Fig. iS. Meridiankreis. 



Leider liegen die Verhältnisse so, daß keine astro- 
nomische Uhr so genau reguliert werden kann, daß 
sie die Zeit bis auf Zehntel oder gar Hundertstel einer 
Sekunde genau angibt. Überdies ist es unmöglich, 
die Achse des Meridianinstruments so genau von Ost 
nach West zu legen, daß die Absehenslinie nicht ein 
wenig vom Meridian abwiche. Der Astronom muß 
deshalb bei jeder Beobachtung die kleinen Fehler seiner 
Uhr und des Instrumentes noch in Betracht ziehen, 



- 83 - 

und dies erfordert sorgfältige Beobachtungen und 
Rechnungen. Aber selbst wenn er alle Instrumental- 
fehler berücksichtigt und auch sonst mit der größten Sorg- 
falt arbeitet, wird eine einzelne Beobachtung doch noch 
stets mit kleinen Fehlern behaftet sein, die er nach 
Möglichkeit herabdrücken muß. Er erlangt dies da- 
durch, daß er einen jeden Stern seines Programms wieder- 
holt beobachtet. Bei der großen Zahl der Sterne muß 
er sich im allgemeinen mit drei oder vier Beobach- 
tungen zufrieden, geben; von den helleren, oder sonst 
irgendwie interessanten. Sternen liegen allerdings Hun- 
derte von Beobachtungen vor. 

Um die Deklination eines Sternes an einem solchen 
Instrument zu bestimmen, ist ein eingeteilter Kreis 
nötig. Dieser besteht aus einem Messing- oder Stahl- 
reifen, dessen Achse mit derjenigen, um die das Fem- 
rohr des Meridianinstruments sich dreht, genau zu- 
sammenfällt. Der Kreis ist an der Achse befestigt, 
so daß er sich mit dem Femrohr drehen muß, wenn das 
letztere am Himmelsmeridian entlang bewegt wird. Die 
Einteilung des Kreises besteht aus sehr feinen, rings- 
herum eingeritzten Querstrichen. Da der Kreis «in 
360 Grade eingeteilt wird, so ist jeder Grad durch 
einen solchen Strich bezeichnet. Zwischen den einzelnen 
Gradstrichen werden gewöhnlich noch 29 Teilstriche, 
die somit zwei Minuten von einander entfernt sind, 
eingeritzt. An einem oder an beiden dier Steinpfeiler, 
die das Instrument tragen, sind vier Mikroskope der- 
art angebracht, daß sie die genaue Ablesung der Grad- 
teilung auf dem Kreise ermöglichen. Wenn das In- 
strument um seine Achse gedreht wird, passieren die 
Gradteile nacheinander eine im Gesichtsfeld eines jeden 

Mikroskopes angebrachte Marke. Ist das Femrohr 

6* 



- 84 - 

gerade auf einen Stern gerichtet, so wird die Deklination 
einfach durch Ablesen der unter dieser Marke be- 
findlichen Stelle des Kreises gefunden. 

Das Äquatorial und der Meridiankreis sind die 
Hauptmessinstrumente in dem astronomischen In- 
ventar einer Sternwarte. Die vielen anderen Apparate 
dienen mehr oder weniger speziellen Zwecken und 
haben nur für diejenigen Interesse, die die Astronomie 
als Fachstudium betreiben. Wer sie genauer kennen 
lernen will, möge zu Büchern greifen, die speziell für 
Berufsforscher geschrieben sind. 

Die Genauigkeit, mit der ein geübter Beobachter 
die Zeit eines Sterndurchganges durch den Faden 
seines Instruments verzeichnen kann, ist außerordentlich 
groß. Eine Methode der Beobachtung besteht darin, 
daß man auf die Schläge einer Uhr horcht und sie 
zählt, wenn der Stern ins Gesichtsfeld tritt und den 
Faden kreuzt. Man beobachtet dann die genaue 
Stellung des Sterns bei dem Sekundenschlag vor der 
Kreuzung des Fadens und dann wieder bei dem 
nächsten Schlag. Indem der Beobachter im Geiste 
die jeweiligen Entfernungen des Sterns von dem Faden 
bei den beiden Schlägen miteinander vergleicht, kann 
er die Zahl der Zehntel der Sekunde, in der die Über- 
schreitung stattgefunden hat, schätzen und den Moment 
in seinem Buche notieren. 

Diese Methode ist jetzt auf den meisten Stern- 
warten verdrängt durch die elektrische Registrierung 
der Meridiandurchgänge auf einen Chronographen. 
Dieses Instrument ist einem Telegraphenapparat sehr 
ähnlich; es besteht aus einem sich selbsttätig abrollen- 
den Papierstreifen und zwei darauf ruhenden Schreib- 
stiften. Wenn der Apparat in Tätigkeit gesetzt ist, 



- 85 - 

ziehen diese Stifte auf dem Papiere zwei parallele 
Linien. Der eine von den Stiften ist nun durch einen 
elektrischen Strom mit dem Pendel der Uhr, und der 
andere mit einem Taster in der Hand des Beobachters 
derart verbunden, daß jeder Schlag der Uhr und jeder 
Druck des Tasters durch den Beobachter eine Kerbe 
in der Spur des betreffenden Stiftes macht. Wenn 
der Beobachter sieht, daß ein Stern den Faden seines 
Instruments erreicht hat, drückt er auf den Taster, und 
die Lage der Kerbe in der Stiftspur zwischen den 
zwei Kerben, welche die Uhr dicht darunter oder dar- 
über hervorgebracht hat, ergibt den Augenblick, in 
dem auf den Taster gedrückt wurde. 

Die bei den Beobachtungen verwendeten Uhren 
müssen von der denkbar höchsten Vollkommenheit 
sein, und dürfen in einem ganzen Tag keine Ab- 
weichung von einem Zehntel einer Sekunde zeigen. 
Bei einer gewöhnlichen Häusuhr würden schon durch 
den Wechsel der Temperatur zwischen Tag und Nacht 
Abweichungen von mehreren Sekunden entstehen. 
Daher müssen bei astronomischen Uhren zunächst diese 
Temperaturänderungen aufgehoben (kompensiert) wer- 
den. Dies geschieht, indem man das Pendel aus einer 
Elchen Verbindung von verschiedenen Metallen her- 
stellt, daß deren ungleiche Ausdehnungen sich gegen- 
seitig aufheben. Die gebräuchlichste Form eines Kom- 
pensationspendels ist eine Stahlstange, die an ihrem 
unteren Ende ein Gefäß von Stahl oder Glas trägt, das 
Hiit Quecksilber gefüllt ist und die Pendellinse der ge- 
wöhnlichen Uhren ersetzt. Wenn die Temperatur 
Steigt, kompehsiert die Ausdehnung des Quecksilbers 
nach oben die Ausdehnung des Stahls nach unten. 



Dritter Teil. 

SONNE, ERDE UND MOND, 



1. Oberblick über das Sonnensystem. 

Wir haben gesehen, wie die verhältnismäßig 
kleine Familie von Weltkörpern, von denen einer unseren 
Wohnsitz bildet, eine kleine Kolonie für sich darstellt. 
So klein sie auch im Vergleich mit dem ganzen Weltall 
ist, so bildet sie doch für uns den wichtigsten Teil 
desselben. Ehe wir zu einer eingehenden Beschreibung 
der einzelnen Glieder dieser Familie übergehen, wollen 
wir erst einen allgemeinen Überblick über die Natur 
und die Zusammensetzung der einzelnen Körper zu 
gewinnen suchen. 

Der wichtigste Körper ist die Sonne, das große 
strahlende Zentralgestirn, das allen anderen Wärme 
und Licht spendet, und das ganze System durch seine 
mächtige Anziehung zusammenhält. 

An zweiter Stelle kommen die Planeten, die sich 
in regelmäßigen Bahnen um die Sonne bewegen, und 
zu denen auch unsere Erde gehört. Das Wort Planet 
bedeutet Wandelstern, ein Ausdruck, der seit alter Zeit 
gebräuchlich ist, da diese Körper, anstatt eine feste 
Stellung unter den Fixsternen dauernd zu bewahren, 
zwischen ihnen umherzuwandem scheinen. Die Pia- 



- 87 - 

neten werden in zwei getrennte Klassen eingeteilt, die 
man als große und kleine Planeten bezeichnet. 
Von den großen Planeten gibt es acht; sie bilden 
nächst der Sonne die größten Körper unseres Systems. 
Es sind dies, geordnet nach ihren Entfernungen von 
der Sonne, die Planeten Merkur, Venus, Erde, Mars, 
Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun. Im großen und 
ganzen zeigen ihre Abstände von der Sonne eine ge- 
wisse regelmäßige Anordnung; ihre Entfernungen von 
der Sonne liegen zwischen rund 58000000 km bei 
Merkur, und 4500000000 km bei Neptun. Der Letztere 
ist daher 78 mal so weit von der Sonne entfernt, wie 
Merkur. Noch größer sind die Unterschiede ihrer Um- 
laufszeiten. Merkur vollendet einen Umlauf um die 
Sonne in 88 Tagen, während Neptun über 164 Jahre 
zur Zurucklegung seiner langen Bahn braucht. Seit 
seiner Entdeckung im Jahre 1846 hat er noch keinen 
halben Umlauf vollendet. 

Die großen Planeten werden nach ihrer Entfernung 
von der Sonne in zwei Gruppen von je vier Planeten 
eingeteilt, die eine recht breite Lücke zwischen sich 
lassen. Die innere Gruppe wird von viel kleineren 
Planeten gebildet als die äußere; alle vier inneren 
Planeten zusammengenommen würden noch nicht den 
siebenten Teil der Masse des kleinsten von der äußeren 
Grruppe ausmachen. 

In der Lücke zwischen Mars und Jupiter bewegen 
sich die kleinen Planeten oder Asteroiden, wie 
sie auch zuweilen genannt werden. Sie sind, mit den 
großen Planeten verglichen, sehr klein. Ihre Mehrzahl 
ist ungefähr drei- oder viermal so weit von der Sonne 
entfernt, als die Erde. Gegenüber den großen Planeten 
ist ihre Zahl außerordentlich groß; man kennt jetzt 



— 88 — 

schon fast 700 kleine Planeten, und neue Entdeckungen 
erfolgen noch in solchem Maße, daß die Gesamtzahl 
sich nicht einmal schätzen läßt. 

Eine dritte Klasse von Himmelskörpern im Sonnen- 
system umfaßt die Satelliten oder Monde. Einige 
der großen Planeten haben einen oder mehrere solcher 
Monde, die sie umkreisen und daher beim Umlauf um 
die Sonne begleiten. Die beiden innersten Planeten, 
Merkur und Venus, haben keine Satelliten, so weit 
wir bis jetzt wissen. Bei den anderen Planeten schwankt 
ihre Zahl zwischen einem (unser Erdmond) und zehn, die 
das Gefolge des Saturn bilden. Außer Merkur und 
Venus bildet daher jeder große Planet den Mittelpunkt 
eines besonderen Systems, das eine gewisse Ähnlichkeit 
mit dem ganzen Sonnensystem hat. So haben wir das 
Marssystem, gebildet durch Mars und seine beiden 
Monde, das Jupitersystem, bestehend aus Jupiter und 
seinen sieben Monden, das Saturnsystem, welches Saturn, 
seine Ringe und seine zehn Monde umfaßt. 

Eine vierte Klasse von Körpern im Sonnensystem 
bilden die Kometen. Sie bewegen sich um die Sonne 
in sehr exzentrischen Bahnen; wir sehen sie daher 
nur bei ihrer Annäherung an die Sonne, die bei den 
meisten Kometen nur in Zwischenzeiten von Jahr- 
hunderten oder gar Jahrtausenden eintritt. Selbst dann 
kann es unter ungünstigen Bedingungen vorkommen, 
daß der Komet unsichtbar bleibt. 

Außer den genannten Körpern haben wir in 
unserem Planetensystem eine unendliche Zahl von 
kleinen kosmischen Massen oder Meteoren, die 
sich gleichfalls in regelmäßigen Bahnen um die Sonne 
bewegen; sie stehen wahrscheinlich in einem engen 
Zusammenhang mit den Kometen. Für gewöhnlich 



- 89 



sind sie völlig unsichtbar, nur wenn sie unsere Atmo- 
sphäre streifen und dabei glühend werden, sehen wir 
sie als Sternschnuppen aufleuchten und verschwinden. 
Die nachfolgende Zusammenstellung gibt eine 
Übersicht über die Anordnung des Planetensystems, 
die Entfernungen, Umlaufszeiten und Massen der Pla- 
neten : 



Planet 


Entfernung von 
der Sonne 


Umlaufzeit 


Masse in 
Einheiten der 




in Mill. Kilometer 


Tage 


Erdmasse 


Merkur .... 


58 


88 


0,02 


Venus 










108 


225 


0,81 


Mars . . 










149 
228 


365 
687 


1,00 
0,11 


Jupiter 
Saturn 
Uranus . 
Neptun . 






1 




778 
1426 
2869 
4496 


4 333 
10759 

30586 
60 188 


317,58 

95,03 

14,65 
17,22 



2. Die Sonne. 

Der große Zentralkörper unseres Systems bean- 
sprucht naturgemäß zunächst unsere Aufmerksamkeit. 
Wir sehen, daß die Sonne eine leuchtende Kugel ist, 
und die ersten Fragen, die sich uns aufdrängen, be- 
treffen die Größe und die Entfernung dieser Kugel. 
Die Größe und die Entfernung eines Körpers stehen 
aber in einem gewissen Zusammenhange zu einander. 
Wir können den Winkel messen, unter dem der Durch- 
messer der Sonne erscheint. Ist nun außerdem die 
Entfernung der Sonne bekannt, so kann man daraus den 
wahren Durchmesser der Sonne genau ermitteln. Dieses 
ist eine einfache Aufgabe der Trigonometrie. Es mag 
hier fürs erste die Angabe genügen, daß der scheinbare 
Durchmesser der Sonne unserem Auge unter einem 



— 90 — 

Winkel von 32 Minuten erscheint, und daß dies nach 
einfachen trigonometrischen Regeln soviel bedeutet, 
daß die Entfernung der Sonne ungefähr 107,5 "^^^ s^ 
groß ist, als ihr Durchmesser. Kennen wir daher die 
Entfernung, so brauchen wir sie nur durch 107,5 ^^ 
dividieren, um den wahren Sonnendurchmesser zu er- 
halten. 

Die verschiedenen Methoden zur Bestimmung der 
Sonnenentfemung werden wir in einem späteren Kapitel 
erläutern. Hier sei nur mitgeteilt, daß als Ergebnis 
aller dieser Untersuchungen folg^, daß die Entfernung 
der Sonne von der Erde nahezu 150000000 Kilometer 
beträgt. Wenn wir diese Zahl durch 107,5 dividieren, 
so erhalten wir den Durchmesser der Sonne zu ungefähr 
1390000 Kilometer. Dies ist ungefähr iiomal so viel 
wie der Durchmesser der Erde. Daraus folgt, daß das 
Volumen oder der Rauminhalt der Sonne um rund 
1300 000 mal größer ist als der Rauminhalt der Erde. 

Die Sonne ist für uns von besonderer Bedeutung, 
weil sie unsere größte Licht- und Wärmequelle bildet. 
Würde diese verschwinden, so würde die Erde nicht 
nur in ewige Nacht, sondern nach kurzer Zeit auch in 
ewige Kälte versinken. Wir wissen alle, daß während 
einer klaren Nacht die Oberfläche der Erde infolge 
der Ausstrahlung der während des Tages von der 
Sonne empfangenen Wärme kälter wird. Würde die 
Erde nicht täglich neuen Wärmezuschuß von der Sonne 
erhalten, so würde ihr Wärmeverlust weiter fortschreiten, 
und die Kälte um uns herum würde schließlich weit 
diejenige überschreiten, die wir jetzt in den Polar- 
gegenden antreffen. Eine Vegetation wäre dann nicht 
mehr möglich, die Meere würden zufrieren und alles 
Leben auf der Erde würde bald erloschen sein. 



— 91 — 

Die uns sichtbare Oberfläche der Sonne heißt 
Photosphäre. Für das bloße Auge sieht dieselbe ganz 
gleichförmig aus. Aber in einem Fernrohr erscheint 
sie gekörnt, ein Aussehen, das man ganz treffend mit 



Photographie der Son 



13. FebiTL 



■ einem Teller dicker Reissuppe verglichen hat. Eine 

I Untersuchung der PhoCosphäre unter den günstigsten 

I Bedingungen neigt, daß diese Erscheinung tatsächlich 

H von kleinen und sehr unregelmäßigen beweglichen 



— 92 — 

Körnern herrührt, die über die ganze Photosphäre ver- 
breitet sind. 

Wenn wir die Helligkeit der einzelnen Teile der 
Photosphäre genau vergleichen, so finden wir, daß die 
Mitte der Scheibe heller ist, als der Rand. Der Unter- 
schied ist sogar ohne Fernrohr sichtbar, wenn wir die 
Sonne durch ein dunkles Glas oder bei ihrem Unter- 
gang durch die Dünste des Horizontes betrachten. Die 
Abnahme des Lichtes erfolgt besonders schnell bei der 
Annäherung an den Rand der Scheibe. Die Intensität 
ist dort kaum halb so hell als in der Mitte. 

Es folgt hieraus, daß die Sonne von einer Atmo- 
sphäre umgeben ist, welche das Licht absorbiert. Da 
die Sonne eine Kugel ist, so stehen die Strahlen, die 
wir empfangen, in der Mitte senkrecht auf der Sonnen- 
oberfläche, am Rande aber schief. Je schräger aber 
die Lichtstrahlen, von der Sonnenoberfläche ausgehen, 
desto größer ist die Dicke der Atmosphäre, die sie 
durchdringen müssen, und daher um so größer die 
Absorption, die sie in der Atmosphäre der Sonne er- 
leiden. 

Die Rotation der Sonne. 

Sorgfältige Beobachtungen zeigen, daß die Sonne 
ebenso wie die Planeten sich um eine Achse dreht, 
die durch ihren Mittelpunkt geht. Wir gebrauchen 
dieselben Bezeichnungen wie bei der Erde und nennen 
die Punkte, in denen die Achse die Oberfläche schnei- 
det, die Pole der Sonne und den Kreis in der Mitte 
zwischen den Polen den Sonnenäquator. Die Dauei^ 
der Umdrehung beträgt bei der Sonne ungefähr 26^ 
Tage. Da der Umfang der Sonne rund 1 10 mal so groS 
ist, wie der Umfang der Erde, so ist die Geschwindig"— 



— 93 — 

keit der Sonnenrotation mehr als 4 mal so groß, wie 
diejenige der Erde. Ein Punkt des Sonnenäquators 
legt in I Sekunde etwa 2 Kilometer zurück. 

Die Sonnenrotation zeigt aber die merkwürdige 
Erscheinung, daß sie am Äquator schneller erfolgt als 
nördlich und südlich von demselben. Wäre die Sonne 
ein fester Körper, wie die Erde, so hätten alle ihre 
Teile gleiche Rotationszeit; es folgt hieraus, daß die 
Sonne kein fester Körper ist, sondern daß sie ent- 
weder flüssig oder gasförmig sein muß, mindestens an 
ihrer Oberfläche. 

Der Sonnenäquator ist um 7 Grad gegen die 
Ebene der Erdbahn geneigt und zwar so gerichtet, 
daß in unserem Winter der Nordpol 7 Grad von uns 
abgewendet ist, und der Mittelpunkt der Sonnenscheibe 
ungefähr um diesen Betrag südlich vom Sonnen- 
äquator liegt. In unserem Sommer ist das Umgekehrte 
der Fall. 

Die Sonnenflecken. 

Wenn man die Sonne aufmerksam durch ein Fern- 
rohr beobachtet, findet man gewöhnlich, obgleich nicht 
immer, einen oder mehrere dunklere Flecken auf ihrer 
Oberfläche. Sie werden selbstverständlich bei der Um- 
drehung der Sonne mitgeführt, und durch die Beob- 
achtung ihrer Bewegung wird auf die leichteste Art 
die Zeit der Umdrehung der Sonne bestimmt. Wenn 
ein Fleck in der Mitte der Sonnenscheibe auftritt, 
gelangt er in 6 Tagen zum westlichen Rande und 
wird unsichtbar. Nach ungefähr 2 Wochen wird er 
am östlichen Rande wieder sichtbar, wenn er nicht, 
wie es oft vorkommt, inzwischen verschwunden ist. 



- 94 — 

Die Größe dieser Flecken ist außerordentlich ver- 
schieden. Einige stellen winzige Punkte, Poren, dar, 
die mit einem guten Fernrohr eben sichtbar sind, während 
manchmal ein Fleck so groß ist. daß man ihn mit bloßem 
Auge durch ein dunkles Glas sehen kann, Sie er- 
scheinen oft in Gruppen und man kann dann manch- 
mal mit bloßem Auge auf der Sonnenscheibe einen 
F""leck erkennen, der sich im Fernrohr als eine ganze 
Fleck engruppe herausstellt 




I zer 



5. Febniat 1905. 



Ist die Luft ruhig, und wird ein größerer Fleck 
sorgfältig durch ein Fernrohr beobachtet, so sieht man, 
daß er aus einem dunklen, zentralen Gebiete, dem 
Kern, besteht, der von einem schattierten Rande, dem 
Halbschatten oder der Penumbra, umgeben ist. Sind 
alle Bedingungen günstig, so erscheint dieser Rand 
streifig, wie der Rand eines Strohdaches. 

Die Flecken sind von sehr verschiedener und un- 
regelmäßiger Gestalt, häufig nach vielen Richtungen 
zerspalten. Der schattierte Rand oder die schilfartigen 




— 95 — 

Strahlen, die ihn bilden, greifen häufig noch in den 
Xem hinein über, ja sie können ihn sogar an einzelnen 
Stellen überbrücken. 

Eine höchst merkwürdige Erscheinung der Spnnen- 
flecken, die durch Beobachtungen von drei Jahrhunderten 
sich ergeben hat, besteht darin, daß ihre Häufigkeit in 
einer regelmäßigen Periode von rund ii Jahren wech- 
selt Manchmal tritt während fast eines halben Jahres 
gar kein Fleck auf, wie dies z. B. in den Jahren 1890 
und 1902 der Fall war. Im folgenden Jahre erscheinen 
dann einige wenige Flecken und ihre Zahl nimmt während 
der nächsten 5 Jahre immer mehr zu. Dann beginnt die 
Häufigkeit von Jahr zu Jahr abzunehmen, bis nach 
Ablauf der 11 jährigen Periode die Anzahl der Sonnen- 
flecken wieder zunimmt. Dieser Wechsel ist bis auf 
Galilei zurückgeführt worden, obwohl erst Schwabe 
im Jahre 1843 fand, daß er an eine regelmäßige Periode 
gebunden sei. 

Die folgende Zusammenstellung gibt die Maxima 
und Minima im Auftreten der Sonnenflecken, wie sie 
in den letzten Jahren eingetreten sind und in den 
nächsten Jahren voraussichtlich eintreten werden. 

Maxima : Minima : 

1871 1867 

. 1884 1879 

1894 1890 

IQO5 1902 

1916 I912 

1927 IQ23 

Die Sonnenflecken erscheinen nicht an allen Stellen 
der Sonnenscheibe, sondern nur in bestimmten Breiten. 
Sie sind ziemlich selten am wSonnenäquator, ein wenig 



- 96 - 




nördlich oder südlich vom Äquator bis zu 15 Grad 
Breite werden sie jedoch zahlreicher. Von da ab bis 

zu 20 Grad ist ihre 
Häufigkeit am größ- 
ten, dann nimmt sie 
ab, so daß über den 
30. Grad hinaus nur 
selten ein Fleck vor- 
kommt. Diese Ver- 
teilung zeigt Fig. 21, 
wo die Stärke der 
Schattierung die Häu- 
figkeit der Flecken an- 
zeigt. 

Fig. 21. Häufigkeit der Sonnenflecken 
in verschiedenen Breiten. 

Die Sonnenfackeln. 

Außer den dunklen Sonnenflecken werden auf 
der Sonne auch Ansammlungen von zahlreichen kleinen 
hellen Flecken oder Adern, die wesentlich heller sind 
als die Photosphäre, beobachtet. Diese werden Sonnen- 
fackeln genannt. Sie erscheinen oft in der Nachbar- 
schaft eines vSonnenflecks und kommen am häufigsten 
am Sonnenrande in den Gebieten der größten Flecken- 
tätigkeit vor, sie sind jedoch nicht ganz auf diese Ge- 
biete beschränkt. Indessen treten sie in der Nähe der 
Sonnenpole nur selten auf. 

Daß die Flecken und Fackeln aus einer gemein- 
samen Ursache stammen, ist durch Beobachtungen mit 
dem Spektroheliographen nachgewiesen worden. Es 
ist dies ein Instrument, das die Aufnahmen von Sonnen- 
photographieen in einer bestimmten Strahlengattung, 
beispielsweise in der Spektrallinie des Kalziumdampfes, 



— 97 — 

ermöglicht Die Wirkung dieses Instrumentes ist 
dieselbe, als wenn wjr die Sonne durch ein Glas 
ansehen würden, das nur die Kalziumstrahlen durch- 
läßt, aber alle anderen absorbiert. Wir würden dann 
nur das Kalziumlicht auf der Sonne und kein anderes 
sehen. 

Wenn die Sonne im Lichte der Kalziumlinie mit 
diesem Instrument photographiert wird, ergibt sich da3 
merkwürdige Resultat, daß die Gebiete größter Sonnen^ 
fleckentätigkeit; heller als alle anderen erscheinen, und daß 
die Fackeln überall auf der Sonne auftreten. Wir er- 
sehen hieraus, daß Gaseruptionen, deren Hauptbestand- 
teil Kalziumdampf ist beständig und überall stattfinden, 
besonders zahlreich aber in den Zonen der Sonnen- 
flecken. Die Sonnenflecken, bilden somit das Ergebnis 
von Vorgängen, die zu jeder Zeit und überall auf der 
Sonne auftreten, aber die Entetehung von Flecken nur 
ausnahmsweise veranlassen. 

Früher nahm man an> daß die Sonnenflecken Öff- 
nungen oder Vertiefungen in der Photosphäre seien, 
durch die; ein duiikles Innere sichtbar würde. Diese 
Ansicht gründete sich auf die öfters auftretende Er- 
scheinung, daß bei einem Fleck am Rande der Sonnen- 
scheibe der Halbschatten nach dem Sonnenrande zu 
breiter erscheint als gegenüber, wodurch der Eindruck 
einer teller- oder trichterartigen Vertiefung hervorr 
gerufen wird; wir können trotzdem noch nicht mit Be- 
stimmtheit sagen, ob die Flecken über oder unter der 
Phot^sphäre- liegen. Wir werden später sehen, daß 
die letztere keine einfache dünne Schicht ist, wie sie 
uns erscheint, sondern eine Hülle von loo oder mehr 
Kilometern Dicke darstellt. Die Flecken gehören zweifel- 
los dieser Hülle an und sind kältere Teile derselben; 

New comb. Astronomie. 7 



— 98 — 

ihre genauere Lage innerhalb der Photosphäre läßt 
sich jedoch vorläufig noch nicht angeben. 

Die Protuberanzen und die Chromosphäre. 

Die nächste bemerkenswerte Erscheinung auf der 
Sonne, die wir beschreiben wollen, sind die Protube- 
ranzen. Unsere Kenntnis dieser Gebilde hat eine 
interessante Geschichte, auf die Wir bei Gelegenheit 
der Sonnenfinsternisse näher eingehen werden. Das 
Spektroskop zeigt uns, daß große Massen von glühen- 
dem und leuchtendem Dampf aus jedem Teil der Sonne 
hervorbrechen. Diese Gasmassen haben eine solche 
Ausdehnung, daß die Erde in ihnen, wie ein Sand- 
korn in der Flamme einer Kerze, verschwinden würde. 
Sie werden mit enormen Geschwindigkeiten, die manch- 
mal Hunderte von Kilometern in der Sekunde be- 
tragen, emporgeschleudert. Gleich den Fackeln sind sie 
zahlreicher in den Sonnenfleckenzonen, aber nicht auf 
diese Gebiete beschränkt. Der grelle Lichtschein um 
die Sonne, der durch die Reflexion des Lichtes in der 
Erdatmosphäre entsteht, macht sie für die direkte 
Beobachtung selbst bei Benutzung eines Fernrohrs 
gänzlich unsichtbar, wenn wir von den seltenen Momenten 
totaler Sonnenfinsternisse absehen, bei denen dieser helle 
Lichtschein um den Sonnenrand durch das Dazwischen- 
treten des Mondes aufgehoben wird. Sie können dann 
selbst mit bloßem Auge am Rande der schwarzen Mond- 
scheibe gesehen werden. 

Die Protuberanzen lassen sich zweckmäßig in zwei 
Gruppen trennen, in eruptive und wolkenähnliche Pro- 
tuberanzen. Die ersteren steigen wie riesenhafte 
Flamm engarben von der Sonne auf, die letzteren 
scheinen in Ruhe über ihr zu schweben, wie die 



— 99 — 

Wolken in der Luft Nun gibt es aber keine eigent- 
liche Luft in der Sonnenumgebung, die sie tragen 
könnte, und wir können nicht mit Sicherheit sagen, 
was sie schwebend erhält Sehr wahrscheinlich indessen 
ist dies die Wirkung einer abstoßenden Kraft der Sonnen- 
strahlen, von der in einem späteren Kapitel noch die 
Rede sein wird. 

Die Spektralanal3'se zeigt, daß die Protuberanzen 
hauptsächlich aus Wasserstoff bestehen, vermischt mit 
Kalzium- und Magnesiumdämpfen. Von dem Wasser- 
stoff kommt ihre rote Farbe her. Die fortgesetzte 
Beobachtung der Protuberanzen hat einen Zusammen- 
hang derselben mit einer dünnen Schicht von Gasen 
bewiesen, welche die Photosphäre umgibt und auf ihr 
ruht Diese Schicht wird Chromosphäre genannt, 
nach ihrer tief roten Farbe, ähnlich derjenigen der Pro- 
tuberanzen. Ebenso wie diese verdankt sie ihr Leuchten 
hauptsächlich dem Wasserstoff, aber sie enthält außer- 
dem noch eine Menge anderer Substanzen in anschei- 
nend wechselnder Menge. 

Einen weiteren Bestandteil der Sonne bildet die 
Korona. Dieselbe wird nur bei totalen Sonnen- 
finsternissen als matter Glanz sichtbar und breitet 
sich von ihr in langen Strahlen aus, die häufig länger 
als der Sonnendurchmesser sind; ihre Zusammensetzung 
und ihre Beziehung zur Sonne sind noch nicht auf- 
geklärt Sie wird im Kapitel der Finsternisse näher 
beschrieben werden. 

Die Zusammensetzung und Dichte der 

Sonnenmaterie. 

Wir wollen hier noch einmal zusammenfassen, 

was die Sonne ist und woraus sie besteht. 

7* 



— lOO — 

Wenn wir die Sonne ansehen, erblicken wir zu- 
nächst ihre leuchtende Oberfläche, die Photosphäre. 
Eine wirkliche Oberfläche ist es eigentlich nicht, son- 
dern wahrscheinlich eine Hülle von Gasen , einige 
Hundert Kilometer tief, die uns als Oberfläche er- 
scheint. Diese Hülle ist von Flecken unterbrochen, 
und in oder über ihr befinden sich die Fackeln. 

Über der Photosphäre ruht eine Schicht von Gasen, 
die Chromosphäre, die jederzeit mit einöm Spektroskop 
beobachtet werden kann, aber außer bei totalen Sonnen- 
finsternissen niemals durch visuelle Beobachtung wahr- 
genommen wird. 

Durch die rote Chromosphäre oder von ihr aus 
werden die ebenfalls roten Flammen, die Protuberanzen, 
emporgeschleudert. 

Über der Chromosphäre und den Protuberanzen 
erstreckt sich weit in den Weltraum die Korona. 

Das ist die Sonne, wie wir sie sehen. Was weiß 
man nun von ihrer wirklichen Zusammensetzung? 
Vor allem, ist sie eine feste, flüssige oder gasförmige 
Masse? 

Daß sie kein fester Körper ist, ^eigt schon die 
Eigentümlichkeit der veränderlichen Rotation. Sie kann 
aber auch nicht flüssig sein, wie geschmolzenes Metall, 
weil ^e eine solche Wärmemenge von ihrer Ober- 
fläche in den Welträum ausstrahlt, daß geschmolzenes 
Metall leicht abkühlen und in sehr kurzer Zeit erstarren 
würde. Seit mehr als 30 Jahren nimmt man an, daß 
das Innere der Sonne eine gasförmige Masse ist, die 
durch den enormen Druck der über ihr liegenden Teile 
bis zur Dichtigkeit einer Flüssigkeit zusammengepreßt 
wird. Aber man glaubte anfangs doch noch, daß die 



— lOl — 

Photosphäre eine Art Kruste darstellt und die ganze 
Sonne gewissermaßen einen ungeheuren Sprudel bildet. 
Diese Ansicht ist indessen kaum mehr haltbar, und 
es ist unwahrscheinlich, daß es irgend eine feste Masse 
auf der Sonne gibt. 

Manche Versuche sind gemacht worden, um die 
Temperatur der Photosphäre zu bestimmen. Wahr- 
scheinlich übertrifft sie jede Temperatur, die wir auf 
der Erde experimentell hervorbringen können, ja selbst 
diejenige des elektrischen Ofens; denn wie könnte 
sonst Kalziunri, das Grundelement des Kalkes, einer der 
feuerfestesten Substanzen auf der Erde, dort in Dampf- 
form vorkommen? Wir wissen alle, daß die Luft 
kühler und dünner wird, wenn wir uns über die Erd- 
oberfläche erheben — eine Wirkung der Schwerkraft 
und des daraus folgenden Gewichtes der Atmosphäre 
— und daß in gleicher Weise beim Hinabsteigen in 
die Tiefe ein beständig zunehmender Druck sich be- 
merkbar macht. Nun ist die Schwerkraft auf der 
Sonne z'j^l^mdX größer als auf der Erde. Daher nehmen 
die Temperatur und der Druck auf der Sonne bei der 
Annäherung an ihren Mittelpunkt in viel schnellerem 
Maße zu, als auf der Erde. Selbst in der Photo- 
sphäre ist die Temperatur bereits eine solche, daß die 
„Massen in Fluß sind**, und wenn wir unter ihre Ober- 
fläche steigen, muß die Hitze bei jedem Kilometer 
abwärts nach Hunderten von Graden zunehmen. Hie- 
raus folgt, daß im Innern der Sonne die Gase zwei 
entgegengesetzten Kräften unterworfen sind, die nach 
dem Mittelpunkte zu an Intensität zunehmen. Diese 
Kräfte sind die Ausdehnung durch die Hitze und der 
Druck der Gase von oben, hervorgebracht durch die 
enorme Schwerkraft der Sonne. 



s 



— I02 — 

Die Kräfte, die allein in den äußeren Teilen des 
Sonnenballes in dieser Weise wirken, lassen sich nicht 
in einfacher Weise veranschaulichen. Vielleicht dürfen 
wir die Explosion der Pulverladung bei Abfeuerung- 
einer 40-Zentimeter-Kanone als Beispiel für die Kraft 
entzündeter Gase anführen. Nun denke man sich jeden 
Fleck in einem ganzen Lande mit solchen Kanonen 
bedeckt, alle nach oben gerichtet und alle auf einmal 
abgeschossen! Und doch würde die Wn*kung im 
Verhältnis zu dem, was im Innern der Photosphäre 
vorgeht, etwa so sein, als wenn man die Knallbüchse 
eines Knaben mit einer Kanone vergleichen wollte! 

Aus der mittleren Dichtigkeit der Sonne folgt das 
mittlere spezifische Gewicht der Materie, welche die 
Sonne zusammensetzt, d. h. das Verhältnis ihres Ge- 
wichtes zu demjenigen eines gleichen Volumens Wasser. 
Die Dichtigkeit der Sonne beträgt nun ungefähr 74 
derjenigen der Erde (genau 0,2554) oder 1,41 mal die- 
jenige des Wassers. Die Masse oder das Gewicht der 
Sonne ist danach ungefähr 333 000 mal so groß, als 
die Masse der Erde. 

Würde ein menschliches Wesen zur Sonne ge- 
langen können, so würde ein Durchschnittsmensch dort 
2000 Kilogramm wiegen und durchsein eigenes Gewicht 
zerdrückt werden. 

Die Quelle der Sonnenwärme. 

Vom praktischen Standpunkte aus gehört vielleicht 
zur verständlichsten und wichtigsten Aufgabe der 
Sonnenphysik die Beantwortung der Frage: Wie er- 
erhält sich die Sonnenwärme? Bevor die Gesetze der 
Wärme völlig erkannt waren, schien diese Frage keine 
Schwierigkeiten zu bieten. Selbst heutigen Tags wird 



— I03 — 

von Leuten, die mit dem Gegenstande nicht hin- 
reichend vertraut sind, angenommen, daß die Wärme, 
die wir Voti der Sonne empfatigen, in irgend einer 
Weise vom Durchgang ihrer Lichtstrahlen durch unsere 
Atmosphäre abhängt, und daß tatsächlich die Sonne 
keine Wärme ausstrahle, ja vielleicht gar kein be- 
sonders heißer Körper sei. Aber die Wissenschaft 
zeigt« daß Wärme nur bei Aufwendung von Energie 
in -irgend einer Form erzeugt werden kann. DieSonnen- 
enca*gie kann somit nicht unbeschränkt sein, sondern 
nimmt durch die Ausstrahlung beständig ab. 

Man kann sich die Sonne vorstellen als eine weiß- 
glühende Kugel, die abkühlt, indem sie Hitze nach 
allen Richtungen ausstrahlt. Wir wissen sogar aus 
eingehenden Beobachtungen, wieviel Wärme die Sonne 
aussendet. Die Methode dieser Messung mag in 
folgender Weise erklärt werden: 

Man nehme eine flache Schale mit ebenem Boden 
von der Tiefe eines Zentimeters und fülle sie ganz 
mit Wasser. Nun setze man die Schale den senk- 
recht auffallenden Sonnenstrahlen aus. Die Wärme, 
mit der die Sonne sie bestrahlt, wird genügen, um die 
I cm höhe Wasserschicht in i Minute auf ungefähr 
3Y2 — 4 Zentigrade zu erwärmen. Wenn wir uns nun 
eine dünne Kugelschale von Wasser von i cm Dicke 
vorstellen, die den gleichen Radius hat, wie die Erd- 
bahn, und in deren Mittelpunkt die Sonne steht, so 
wird auch die innere Fläche dieser Hohlkugel mit der 
eben erwähnten Geschwindigkeit um 3^/9 — 4 Grad er- 
wärmt werden und die Wärmemenge, die sie empfängt, 
stellt dann den gesamten Betrag der Wärme dar, den die 
Sonne in i Minute ausstrahlt. Wir können also durch 
den obigen Versuch jederzeit feststellen, wieviel Wärme 



— I04 — 

die Sonne jede Minute, jeden Tag, jedes Jahr in den 
Weltraum abgibt. 

Eine sehr einfache Berechnung zeigt, daß die Sonne, 
wenn sie eine Art weißglühender Kugel wäre, sie so 
schnell abkühlen würde, daß ihre Wärme nicht länger 
als wenige Jahrhunderte vorhalten könnte. In Wirk- 
lichkeit hat sie aber aller Wahrscheinlichkeit nach be- 
reits Millionen von Jahren vorgehalten. Woher kommt 
also der Ersatz? Die Antwort auf diese Frage geht 
nach dem heutigen Stande der Wissenschaft dahin, 
daß die von der Sonne ausgestrahlte Wärme durch 
die Verkleinerung ihres Volumens ersetzt wird, indem 
dieses sich in gleichem Maße zusammenzieht, wie der 
Sonne Wärme entzogen wird. 

Wir wissen alle, daß in manchen Fällen Wärme 
entsteht, wo Bewegung vernichtet wird. Wenn ein 
Kanonenschuß auf die Panzerplatte eines Kriegsschiffes 
abgefeuert wird, so erhitzt schon der Aufschlag des 
Geschosses sowohl die Panzerplatte wie die Kugel. 
Ebenso kann der Schmied durch Hämmern das Eisen 
heiß machen. Solche Tatsachen sind zu dem Gesetz 
verallgemeinert worden, daß, wenn ein Körper fällt, 
und bei seinem Fall durch Reibung oder durch einen 
Schlag in irgend einer Art aufgehalten wird, Wärme 
entsteht. Aus demselben Gesetz folgt auch, daß das 
Wasser des Niagara nach dem Aufschlagen auf dem 
Grunde des Falles ungefähr ^4 Grad wärmer ist, als 
während des Absturzes. Wir wissen auch, daß ein 
heißer Körper sich zusammenzieht, wenn er sich ab- 
kühlt. Diese Zusammenziehung eines gasförmigen 
Körpers, und als solchen sehen wir die Sonne an, ist 
dabei größer als diejenige eines festen oder flüssigen 
Körpers. Wir können uns nun vorstellen, daß die 



— i05 — 

Sonnenhitze durch Materie ausgestrahlt wird, die be- 
ständig vom Innern zur Oberfläche emporsteigt, hier 
ihre Hitze abgiebt und abgekühlt wieder zurücksinkt. 
Die Wärme, die durch dieses Zurücksinken der Materie, 
sowie durch die langsame aber stetige Abnahme des 
Sonnendurchmessers verursacht wird, erhält die Sonnen- 
energie. 

Es mag fast unmöglich scheinen, daß eine Wärme, 
die Millionen von Jahren vorgehalten hat, in dieser 
Weise erzeugt werden kann, aber die genaue Kennt- 
nis der Schwerkraft auf der Sonnenoberfläche setzt 
uns in den Stand, sogar genauere Berechnungen über 
diesen Gegenstand auszuführen. Man hat gefunden, 
daß es zur Erhaltung einer unveränderlichen Wärme- 
strahlung der Sonne nur nötig ist, daß ihr Durch- 
messer sich um 6 km im Jahrhundert verkleinert. 
Dieses Zusammenschrumpfen der Sonne würde von 
der Erde aus nicht vor Jahrtausenden bemerkt werden. 
Wie dem auch sei, der Prozeß der Zusammenziehung 
muß einmal zum Abschluß kommen und daher muß 
auch, wenn unsere Anschauungen richtig sind, die 
Energie der Sonne einst ein Ende haben. Wann dies 
erreicht sein wird, können wir nicht mit Bestimmtheit 
sagen, wir wissen nur, daß der Abkühlungsprozeß 
einige, wenngleich nicht sehr viele Millionen von Jahren 
dauern kann. 

Aus derselben Theorie folgt, daß die Sonne in 
früheren Zeiten größer war, als sie jetzt ist, und desto 
größer gewesen sein muß, je weiter wir in ihrer Ge- 
schichte zurückgehen. Es gab eine Zeit, wo sie so groß 
wie das ganze Sonnensystem gewesen sein muß. Da- 
mals ist sie sicher nichts anderes als ein großem Nebel 
gewesen, und man nimmt an, daß die Sonne und das 



— io6 — 

Sonnensystem aus der Zusammenziehung eines solchen 
Nebels hervorgegangen sind. Diese Ansicht ist als 
Nebularhypothese bekannt. Darüber, ob die Nebular- 
hypothese als ein gesichertes Ergebnis der Wissen- 
schaft gelten kann, sind die Ansichten geteilt. Viele 
Tatsachen stützen sie, so die Wärme im Innern der 
Erde, der Umlauf und die Rotation aller Planeten in 
derselben Richtung; aber vorsichtige und konservative 
Denker verlangen weitere Beweise für die Theorie, 
ehe sie diese Hypothese als gesichert ansehen wollen. 
Aber selbst wenn wir sie als bewiesen annehmen, 
bleibt noch die Frage offen: Wie entstand der Umebel 
selbst und wie begann seine Zusammenziehung? Dies 
führt uns in jene Grenzgebiete, wo die Wissenschaft 
wohl noch eine Frage auf werfen, aber nicht mehr be- 
antworten kann. 

3. Die Erde. 

Unsere Erde, auf der wir leben, ist einer der Pla- 
neten und erfordert schon als solcher unsere Aufmerk- 
samkeit. So unbedeutend sie auch im Vergleich mit 
den großen Körpern des Weltalls oder selbst mit den 
vier Riesenplaneten unseres Systems ist, so ist sie doch 
der größte von der Gruppe der inneren Planeten, zu 
denen sie in erster Linie gehört. Der Rang, den sie 
als Sitz des Menschengeschlechtes beansprucht, inter- 
essiert uns hier nicht weiter. 

Was ist die Erde? Wir können sie am einfachsten 
definieren als eine Kugel von fast 13000 km im Durch- 
messer, bestehend aus einer Materie, die durch gegen- 
seitige Anziehung aller ihrer Teile zusammengehalten 
wird. Wir wissen, daß die Erde nicht genau kugel- 
förmig ist, sondern rings am Äquator eine geringe 



— I07 — 

Anschwellung zeigt. Die Bestimmung ihrer genauen 
Form und Größe ist eine außerordentlich schwierige 
Aufgabe, und ein ganz befriedigendes Resultat ist so- 
gar bisher noch nicht erreicht. Die Schwierigkeit 
solcher Messungen ist- leicht verständlich, denn es gibt 
keine Möglichkeit, Entfernungen quer über den weiten 
Ozean zu ermitteln, und die Messungen sind da not- 
gedrungen auf solche Inseln beschränkt, die von den 
Küsten der Kontinente aus oder voneinander sichtbar 
sind. Auch können Messungen nicht bis zu den Polen 
ausgedehnt werden. Die Größe und Gestalt der Erde 
muß also allein aus der Vermessung der Kontinente, 
die nur Ys ^^^ Erdoberfläche ausmachen, ermittelt 
werden. Wegen der Wichtigkeit dieser Aufgabe haben 
alle führenden Nationen sich zusammengetan, um eine 
möglichst exakte Lösung mit vereinten Kräften anzu- 
streben. Jedes Land hat sein Gebiet mit einer Reihe 
von Dreiecksnetzen überspannt und diese Dreiecke 
ausgemessen. Die betreffenden Beobachtungen werden 
in der „Internationalen Erdmessung**, einer Koope- 
ration fast aller Kulturstaaten der Welt, weiter ver- 
wertet Das Zentralbureau dieser „Internationalen Erd- 
messung", das die gesamte Bearbeitung einheitlich 
durchzuführen hat, befindet sich in Potsdam. 

Die Geodäten bezeichnen übrigens als Erdgestalt 
picht die wirkliche Gestalt der Kontinente, sondern 
die Oberfläche der flüssigen Teile auf der Erde. Eine 
solche Oberfläche würde man erhalten, wenn das Wasser 
der Meere durch eine große Anzahl von Kanälen 
kreuz und quer über die Festländer sich verbreiten 
könnte. Die so definierte Erdgestalt bildet annähernd 
ein Ellipsoid, dessen kleinerer Durchmesser durch die 
Pole geht, und das die folgenden Dimensionen hat: 



— io8 — 

Äquatorialdurchmesser . . . 12756,5 km. 

Polardurchmesser 12713,0 km. 

Mari sieht hieraus, daß der Äquatorialdurchmesser 
der Erde um 43 ^2 ^^ größer ist, als der Polardurch- 
messer, daß die Erde somit an den Polen abgeplattet ist. 

Das Erdinnere. 

Was wir von der Erde durch direkte Beobach- 
tungen wissen, ist fast ganz auf ihre Oberfläche be- 
schränkt. Die größte Tiefe, bis zu der ein Mensch 
jemals hat vordringen können, stellt sich im Vergleich 
zu ihrer Größe nur wie die Dicke einer Apfelschale 
zu der Frucht selbst dar. 

Beschäftigen wir uns zunächst mit dem Gewicht, 
dem Druck und der Schwerkraft auf der Erde. Denken 
wir uns einen Kubikfuß Erdoberfläche, so drückt dieser 
auf seine Unterlage mit seinem Eigengewicht, das etwa 
70 kg beträgt. Der Kubikfuß darunter wiegt ebenso- 
viel und drückt daher auf seine Unterlage mit einer 
Kraft, die gleich ist seinem Eigengewicht vermehrt 
um das Gewicht der Erde darüber. Dieser Druck 
nimmt zu, je tiefer wir hinabsteigen. Jeder Quadrat- 
fuß im Erdinnern erfährt einen Druck gleich dem 
Gewicht der Erdsäule, die sich über ihm bis zur Erd- 
oberfläche erhebt. Wenige Meter unter der Oberfläche 
beträgt dieser Druck bereits mehrere Tons, in der 
Tiefe von i km 20 bis 30 Tons, in der Tiefe von 
100 km Tausende von Tons, und desto mehr, je näher 
wir dem Erdzentrum kommen. Unter diesem enormen 
Druck wird die Masse des inneren Teils der Erde zu 
der Dichtigkeit der Metalle zusammengepreßt. Durch 
Beobachtungen, auf die wir später zurückkommen 
werden, weiß man, daß die mittlere Dichtigkeit der 



— 109 — 

Erde 5 72 "^^1 so groß ist, als diejenige des Wassers, 
während die Dichtigkeit ihrer Oberflächenteile nur zwei 
bis dreimal so groß ist. 

Auch die Temperatur nimmt, je tiefer wir unter 
die Erdoberfläche dringen, beständig zu. Das Maß 
der Zunahme ist an verschiedenen Punkten der Erde 
und in verschiedenen Breiten verschieden. Im Mittel 
beträgt die Zunahme etwa i Grad Celsius auf beinahe 
30 Meter. 

Man kann nun fragen: wie weit erstreckt sich 
diese Wärmezunahme nach dem Erdinnern zu? Wir 
können darauf nur antworten, daß sie nicht allein in den 
oberen Schichten auftreten kanfi, weil dann die äußeren 
Teile längst abgekühlt wären und sich beim Tiefer- 
steigen keine beträchtliche Wärmezunahme mehr be- 
merkbar machen würde. Die Tatsache, daß die eigene 
Wärme der Erde sich erhalten hat, so lange sie be- 
steht, zeigt, daß sie im Innern noch sehr heiß sein 
muß, und daß die an der Oberfläche beobachtete Wärme- 
zunahme sich noch viele Kilometer ins Erdinnere hin- 
ein fortsetzt. 

Nach dem Maße der an der Erdoberfläche beob- 
achteten Temperaturzunahme zu urteilen, muß man 
schließen, daß in einer Tiefe von 15 bis 20 km die 
Substanzen, welche die Erdkruste zusammensetzen, be- 
reits rotglühend sind, und daß bei 200 bis 300 km 
Tiefe die Hitze bereits so groß ist, daß sich dort alles 
in geschmolzenem Zustande befindet. Diese Über- 
legung führte die Geologen zu der Annahme, daß 
unsere Erdkugel in Wirklichkeit eine geschmolzene 
Masse ist, bedeckt mit einer abgekühlten Kruste von 
wenigen Kilometern Dicke, auf der wir wohnen. Das 
Vorhandensein von Vulkanen und das Auftreten von 



— HO — 

Erdbeben gaben dieser Ansicht eine weitere Stütze, 
ebenso noch einige andere geologische Erscheinungen, 
die auf wesentliche Veränderungen der Erdoberfläche 
im Laufe der Zeit binweiaen. 

In den letzten Jahren haben jedoch die Astrono- 
nien und Physiker ge\yisse sichere Anzeichen dafür 
gefunden, daß die Erde als ein fester Körper gelten 
muß, von ihrem Mittelpunkte an bis zur Oberfläche, 
ja daß sie selbst noch starrer ist, als eine eben so 
große Masse von Stahl, Die Frage wurde zuerst von 
Lord Kelvin ausführlich behandelt, der zeigte, daß 
wenn die Erde eine von einer Rinde umgebene flüssige 
Masse wäre, die Anziehung deß Mondes keine Ge- 
zeiten hervorrufen könnte, sondern daß dann der Mond 
nur danach trachten würde, eine Verlängerung der 
ganzen Erde in der Richtung nach ihm herbeizuführen, 
bei der die gegenseitige Lage der Erdrinde und des 
Wassers ungeändert bleiben würde. 

Ebenso beweiskräftig ist eine merkwürdige Er- 
scheinung, auf die wir gleich zu sprechen kommen 
werden, nämlich die sogenannte Polschwankung und 
die damit verbundene Veränderlichkeit der Breiten auf 
der Erdoberfläche. Weder eine Kugel, deren Inneres 
weich oder gar flüssig ist, noch selbst eine Stahlkugel 
kann eine derartige Rotation haben, wie sie nach der 
Beobachtung der Polschwankung die Erde vollführt. 

Wie sollen wir aber nun die enorme Hitze des 
Erdinnern mit der Starrheit der Masse in Einklang 
bringen? Es scheint da nur eine Lösung möglich, 
nämlich die, daß die Masse des Erdinnern durch den 
enormen Druck der Erdrinde fest erhalten wird. Man 
hat durch Experimente festgestellt, daß wenn Massen, 
wie z. B. die Gesteine der Erde, bis zum Schmelz- 



1 1 1 



punkte erhitzt, und einem starken Druck ausgesetzt 
werden, sie dann wieder erstarren. Und so steht es 
wohl auch mit der Erde: Die Zunahme des Druckes 
nach ihrem Inneren zu hält vollständig Schritt mit dem 
Anstieg der Temperatur, und auf diese Weise wird 
die gan^e Ma$se starr erhalten. 

Gewicht und Dichte der Erde. 

Wir wissen alle, daß ein Stück Blei schwerer ist 
al3 ein gleich großes Stück Eisen, und daß letzteres 
wieder schwerer ist als ein ebenso großes Stück Holz. 
Wenn wir bestimmen könnten, wieviel ein Kubikmeter 
der inneren Erdmasse wiegt, so würden wir auch das 
wirkliche Gewicht der ganzen Erde ermitteln können. 
Derartige Gewichtsbestimmungen werden durch die 
Schwerkraft ermöglicht. 

Jedes Kind kennt die Schwerkraft von der Zeit an, 
da es zu gehen anfängt, aber ihr Wesen bleibt selbst 
dem tiefsinnigsten Philosophen verborgen und die 
Wissenschaft hat außer wenigen allgemeinen Tatsachen 
nichts über sie ergründen können. Die Grundeigen- 
schaften der Schwerkraft hat Newton in seinem 
Oravitationsgesetze niedergelegt. Nach diesem 
Gesetze bat die geheimnisvolle Kraft, durch die alle 
Körper auf der Oberfläche der Erde das Bestreben 
zeigen, nach dem Erdmittelpunkte zu fallen, nicht in 
diesem Mittelpunkte selbst ihren Sitz, sondern sie ist 
eine Folge einer Anziehung, die jedes Massenteilchen 
unserer Erdkugel auf die anderen ausübt. Ob dies 
tatsächlich der Fall ist, war anfangs eine Streit- 
frage. Selbst Huyghens, der große Philosoph und 
Physiker, glaubte, daß die Kraft nur vom Mittel- 
punkte der Erde und nicht von jedem Massen- 



— 112 — 

teilchen ausgeht, wie es Newton annahm. Aber 
Newton dehnte seine Theorie insofern noch weiter 
aus, als er zeigte, daß jedes Massenteilchen im Uni- 
versum jedes andere mit einer Kraft anzieht, die in 
dem Maße abnimmt, wie das Quadrat der Entfernung 
zunimmt. Dies bedeutet, daß wenn die Entfernung 
verdoppelt wird, die Anziehung der beiden Teilchen 
nur Y4 ^^^ ursprünglichen beträgt, bei der dreifachen 
Entfernung nur 79 usw. Giebt man dies zu, so folgt 
daraus, daß alle Körper um uns her ihre eigene An- 
ziehungskraft haben, und es entsteht die Frage: Können 
wir diese Kraft durch ein Experiment nachweisen 
und ihre Größe bestimmen? Die mathematische Theorie 
des Gravitationsgesetzes zeigte daß eine Kugel kleine 
Körper auf ihrer Oberfläche mit einer Kraft anzieht, 
die proportional ihrem Durchmesser ist. Eine Kugel 
von 65 cm Durchmesser und von gleichem spezifischen 
Gewicht wie die Erde übt eine Anziehungskraft aus, die 
etwa ein Zwanzigmilliontel der Schwerkraft auf der 
Erde beträgt. 

In neuerer Zeit ist es gelungen, die Anziehungs- 
kraft von Bleikugeln zu messen, die einen Durchmesser 
von ungefähr i m haben. Diese Messungen gehören 
zu den schwierigsten, die jemals ausgeführt worden 
sind, haben jedoch ein sehr genaues Resultat er- 
geben. Der hierfür benutzte Apparat ist in seinem 
Grundprinzip sehr einfach. Ein sehr leichter horizon- 
taler Stab wird in der Mitte an einem Faden von 
dünnstem und biegsamstem Materiale aufgehängt. Dieser 
Stab trägt an beiden Enden je eine kleine Kugel 
und wird dadurch im Gleichgewicht erhalten. Ge- 
messen wird nun die seitliche Anziehung von zwei 
großen Bleikugeln auf diese beiden Kügelchen, und 



— 113 — 

zwar wird die Anordnung so getroffen, daß die großen 
Bleikugeln ihre Anziehungskraft vereinigen, um dem 
Stab eine leicht drehende Bewegung in der horizon- 
talen Ebene zu erteilen. Um die Schwierigkeiten eines 
solchen Experimentes zu verstehen, muß man sich 
dessen erinnern, daß die hierbei zu messende Anziehungs- 
kraft noch nicht den zehnmillionsten Teil des Gewichts 
der kleinen Kügelchen beträgt. Es würde schwer 
fallen, irgend einen noch so leichten Gegenstand aus- 
findig zu machen, dessen Gewicht mit dieser Kraft 
vergleichbar wäre. Selbst das Gewicht einer kleinen 
Stechmücke ist viel zu bedeutend, und nur unter dem 
Mikroskop würde es möglich sein, ein kleines Stück 
des Fühlers einer . solchen Stechmücke abzuschneiden, 
dessen Gewicht der zu messenden Anziehungskraft 
entspricht. 

Trotzdem ist die Bestimmung dieser Anziehungs- 
kraft mit solcher Genauigkeit ausgeführt worden, daß 
die neueren Resultate um nicht mehr als den tausend- 
sten Teil von einander abweichen. Es hat sich ergeben, 
daß die mittlere Dichtigkeit der Erde wenig mehr als 
5^2"^^^ s^ groß ist, wie die Dichtigkeit des Wassers. 
Diese Zahl entspricht nicht ganz der Dichtigkeit des 
Eisens, ist aber jedenfalls viel größer als die Dichtig- 
keit eines 'gewöhnlichen Steines. Da die mittlere 
Dichtigkeit der Substanzen, die die Erdkruste bilden, 
kaum mehr als die Hälfte der mittleren Erddichte aus- 
macht, so folgt daraus, daß in der Nähe des Erdmittel- 
punktes die Massen bis zu einer Dichtigkeit zusammen- 
gepreßt sind, die diejenige des Eisens weit übertrifft 
^ind wahrscheinlich derjenigen des Bleies gleichkommt. 

Die Anziehungskraft der Berge ist schon mehr 
-als 100 Jahre bekannt. Sie wurde zum ersten Male 

Newcomb, Astronomie. o 



— 114 — 

von Maskelyne im Jahre 1774 beim Mount Shehallien 
in Schottland nachgewiesen. In allen bergigen Gegen- 
den ist bei genauen Messungen die Anziehungskraft 
der Berge auf das Bleilot sehr deutlich erkennbar. 

Veränderlichkeit der geographischen Breite. 

Wir wissen, daß die Erde sich um eine Achse 
dreht, welche durch die beiden Pole, den Nord- und 
Südpol, geht. Die wichtige Entdeckung der Veränder- 
lichkeit der Breiten hat nun als Resultat ergeben: 
Die Punkte, in denen die Hotati onsachse die Ober- 
fläche der Erde schneidet, sind nicht fest, sondern be- 
wegen sich in einer etwas veränderlichen und unregel- 
mäßigen Kurve innerhalb eines Kreises von fast 20 ra 
im Durchmesser hin und her. Das heißt, wenn wir 
am Nordpol ständen und seine Stellung Tag für Tag 
genau kontrollieren könnten, so würden wir finden, 
daß er sich täglich um etwa 80 mm weiter bewegt. 
Im Laufe der Zeit würde er um einen mittleren Punkt 
eine Kurve beschreiben, die sich bald mehr, bald 
weniger von diesem Mittelpunkte entfernt. Eine voll- 
ständige Umdrehung auf diesem ungleichmäßigen Wege 
würde der Pol in ungefähr 14 Monaten vollenden. 

Da jedoch noch niemand am Nordpol war, so ist 
die Frage berechtigt: Woher wissen wir das? 

Um diese Frage beantworten zu können, müssen 
wir eine Methode der geographischen Breitenbestimmung 
kurz besprechen. Wie wir eben festgestellt haben, 
gibt es an jedem Tag zwei genau fixierte, einander 
gegenüber liegende Punkte auf der festen Erdober- 
fläche oder auf dem Eise an den beiden Erdpolen, die 
derart liegen, daß die Erde an dem bestimmten Tage 
sich um eine Achse dreht, die durch diese beiden 



1 1 



Punkte geht. Diese Achse, die sich im Erdkörper von 
Tag zu Tag ein wenig verschiebt, heißt die momen- 
tane Rotationsachse der Erde. 

Die geographische Breite irgend eines Punktes auf 
der Erdoberfläche, wie sie astronomische Beobachtungen 
-ergeben, ist gleich dem Komplement des Winkels, 
welchen die Lotlinie am Beobachtungsorte mit der 
^chse bildet, um welche die Erde sich gerade dreht. 
I>er Astronom kann an jedem Abend durch Beobach- 
■^ung der Sterne diesen Winkel zwischen der Lotlinie 
xmd der momentanen Rotationsachse, also auch die je- 
'^veilige geographische Breite seines Beobachtungsortes 
"bestimmen. Ist nun die Lage des Umdrehungspols 
?xinveränderlich, so muß auch die geographische Breite 
-^ines jeden Ortes auf der Erdoberfläche unveränderlich 
-^ein, und umgekehrt, wenn es sich nachweisen läßt, 
-cdaß die geographische Breite sich verändert, dann muß 
^^uch die Lage der Endpunkte der Umdrehungsachse 
-^siuf der Erdoberfläche Änderungen unterworfen sein. 
Ob eine solche Veränderlichkeit der geographischen 
^Breite wirklich nachweisbar ist, war lange Zeit eine 
-sstrittige Frage. Bei der Entscheidung derselben spielt 
•^^n Lehrsatz der Mechanik, der zuerst von Euler aus- 
gesprochen wurde, eine wichtige Rolle. Dieser Lehr- 
^^sjitz besagt, daß die Erde als ein starres, festes, am 
^-AquatcM* ausgebauchtes Sphäroid einen Äquator und 
^wei wirkliche Pole haben muß, daß aber keine mathe- 
'xnatische Notwendigkeit existiert, daß die Umdrehungs- 
-^chse auch genau durch diese beiden Pole gehen muß. 
Die sogenannte Hauptträgheitsachse des Körpers 
braucht mit der Umdrehungsachse durchaus nicht zu- 
'-sammenzu fallen. Euler zeigte, daß wenn die Erde 
•ein starrer Körper ist und die beiden Achsen nicht 



Q* 



— ii6 — 

zusammenfallen, sich dann der Umdrehungspol langsam 
um den zugehörigen Körperpol bewegen muß und 
zwar so, daß eine Umdrehung in ungefähr 306 Tagen 
vollendet wird. Hieraus schien zu folgen, daß die geo- 
graphische Breite eines Ortes, wenn sie überhaupt 
Veränderungen unterliegt, in dieser Periode von un- 
gefähr 10 Monaten hin und her schwanken müßte. 
Bei früheren Beobachtungen hatten die Astronomen 
den Nachweis dieser Periode stets als Ziel im Auge, 
aber trotzdem die Breiten offenbare Veränderungen 
aufwiesen, wurde keine solche Periode gefunden. Da- 
her wurden die scheinbaren Veränderungen Beobach- 
tungsfehlern zugeschrieben. 

Indessen zeigten die exaktesten Beobachtungen, 
daß die geographischen Breiten sich wirklich verändern. 
Nyren in Pulkowo fand bei genauer Vergleichung 
seiner Beobachtungen der Höhe des Polarsternes starke 
Beweise für eine Veränderlichkeit der Breite und seine 
Ergebnisse wurden einige Jahre später von Küstner 
iiT Berlin bestätigt. x\ber da die Veränderungen sich 
nicht in einer zehnmonatlichen Periode wiederholten, 
so blieben bezüglich ihrer Ursache noch Zweifel be- 
stehen. Da zeigte 1890 S. C. Chandler durch Ver- 
gleichung einer großen Menge von astronomischen, nicht 
speziell für diesen Zweck angestellten Beobachtungen, 
daß diese Veränderungen wirklich existieren, aber daß , 
ihre Periode ungefähr 14 Monate beträgt anstatt 
10 Monate, wie Euler es angenommen hatte. Da Eulers 
Theorie auf einer bestimmten mathematischen Grund- 
lage beruhte, so entstand die Frage, ob sie bis zu 
diesem Betrage fehlerhaft sein konnte. 

Die Untersuchung ergab, daß die Eulersche 
Periode nur für eine absolut starre Erde Geltung hat. 



— 117 — 

Aber die Erde ist nicht absolut starr, trotzdem sie 
in ihrer Gesamtheit starrer als Stahl ist. Es war also 
die Frage zu beantworten: Wie starr muß die Erde 
sein, damit die lo monatliche Eulersche Periode in eine 
i4monatliche verlängert wird? Die theoretische Unter- 
suchung hat gezeigt, daß wenn die Erde aus einer 
Masse bestände, die sich auch nur ebenso biegen ließe, 
wie der härteste Stahl, die Periode mehr als 14 Monate 
betragen müßte, und eine Bew^egung der Rotations- 
achse der Erde, wie die beobachtete, unmöglich wäre. 
Unser Erdball muß daher in seiner Gesamtheit starrer 
als Stahl sein. 

Kurze Zeit später fand Chandler, daß die völlige 
Veränderung der Erdpole nicht durch diese eine 
Schwankung in einer Periode von 14 Monaten erklärt 
werden kann. In Zwischenzeiten von ungefähr 7 Jahren 
ergaben die Beobachtungen nahezu dieselbe Lage des 
Pols, während fast genau dazwischen die Schwankung 
ihr Maximum erreichte. Dies deutete auf eine sekun- 
däre Periode von einem Jahr hin. Es liegen also ge- 
wissermaßen zwei Schwankungen des Pols übereinander, 
von denen die erste eine Periode von einem Jahr, die 
andere eine solche von 14 Monaten hat. Nach Ab- 
lauf von 7 Jahren fallen 7 Schwankungen der einen 
Klasse und sechs der anderen gerade zusammen. Der 
Betrag dieser beiden Schwankungen ist jedoch selbst 
noch veränderlich, so daß die jeweilige Lage des Erd- 
pols noch nicht mit Sicherheit im voraus bestimmt werden 
kann. 

Das Interesse, das sich an die Polschwankung 
knüpft, ist so groß, daß die Erforschung dieses Gebietes 
im großen Maßstabe durch die internationale Erd- 
messung unternommen worden ist. Es sind auf der 



— ii8 — 

Nordhalbkugel def Erde Sechs feste Hauptstationen 
errichtet worden, alle auf derselben geographischen 
Breite und möglichst gleichmäßig um die Erde ver- 
teilt, um die notwendigen Beobachtungen anstellen zu 
können. Drei dieser Stationen liegen in Amerika, eine 
in Japan, die fünfte in Zentralasien, die sechste auf 
Sardinien. Auch auf der Südhalbkugel sind bereits 
drei solcher Polhöhenstationen eingerichtet. 

Die Erdatmosphäre. 

Die Atmosphäre ist sowohl astronomisch als auch 
physikalisch ein höchst wichtiger Teil der Erde. So not- 
wendig sie für unser Leben ist, bildet sie doch für den 
Astronomen eines der größten Hindernisse, mit denen 
er zu kämpfen hat. Sie absorbiert mehr oder weniger 
von allen Lichtstrahlen, die sie durchdringen; sie ver- 
ändert dabei auch etwas die Farbe der Himmelskörper 
und läßt sie selbst beim klarsten Himmel matter er- 
scheinen. Sie bricht auch die Lichtstrahlen bei ihrem 
Durchgange und läßt sie statt in gerader Richtung in 
einer schwachgekrümmten Linie, die der Erde ihre kon- 
kave Seite zuwendet, in das Auge des Beobachters ge- 
langen. Die Folge davon ist, daß die Sterne ein wenig 
höher als in Wirklichkeit am Himmel zu stehen scheinen. 
Das Licht, das von einem Stern, der im Zenit steht, 
gerade herunter kommt, erleidet keine Brechung (Re- 
fraktion). Dieselbe nimmt zu, je mehr sich der Stern 
dem Horizont nähert, aber selbst bei 45 Grad Höhe 
beträgt sie erst eine Bogen mi nute. Es ist dies unge- 
fähr der kleinste Winkel, den ein unbewaffnetes Auge 
eben noch klar erkennen kann, für den Astronomen 
aber bereits eine sehr beträchtliche Größe. Je näher 



— 119 — 

das Gestirn dem Horizont steht, um so schneller nimmt 
auch die Refraktion zu; bei 25 Grad Höhe über dem 
Horizont ist sie ungefähr doppelt so groß wie bei 
45 Grad, und am Horizont beträgt sie ungefähr 35 Minuten, 
mehr als der ganze Durchmesser von Sonne oder Mond. 
Hieraus folgt, daß wenn wir die Sonne beim Auf- und 
Untergang gerade den Horizont berühren sehen, in 
Wirklichkeit ihre ganze Scheibe noch unter dem Hori- 
zont steht. Wir sehen sie dann nur infolge der Brechung 
ihres Lichtes in der Erdatmosphäre. Eine andere Folge 
der schnellen Zunahme der Refraktion in der Nähe 
des Horizonts ist die Erscheinung, daß hier die Sonne 
für das Auge entschieden abgeplattet erscheint, da ihr 
senkrechter Durchmesser kürzer ist als der horizontale. 
Jeder kann dies bei Sonnenuntergang an der See oder 
in ebenem Terrain wahrnehmen. Es entsteht dies da- 
durch, daß der untere Sonnenrand mehr als der obere 
durch die Refraktion gehoben wird. 

Wenn man auf dem Ozean in der klaren Luft 
der Tropen die Sonne untergehen sieht, so kann man 
einen wundervollen Anblick genießen, der selten oder 
nie in der dickeren Luft unserer Breiten sichtbar wird. 
Er entsteht aus der ungleichen Brechung der Licht- 
strahlen in der Atmosphäre. Wie ein Glasprisma bricht 
die Atmosphäre die roten Strahlen am wenigsten, die 
Spektralfarben gelb, grün, blau und violett dagegen 
wesentlich stärker. Die Folge davon ist, daß sobald 
der Sonnenrand im Ozean verschwindet, diese nach- 
einander auftretenden Strahlen in derselben Reihen- 
folge dem Blick entschwinden. Zwei oder drei Se- 
kunden, bevor die Sonne ganz untergeht, sieht man 
den letzten Rest ihres Randes die Farbe wechseln 
und schnell blasser werden. Dieser Ton geht in grün 



— I20 — 

und blau über und das Letzte was wir sehen, ist ein 
Aufblitzen eines blauen oder violetten Strahles. 

4. Der Mond. 

Vor ungefähr hundert Jahren gab es an der poly- 
technischen Schule in Paris, die noch jetzt die Hoch- 
burg des mathematischen Unterrichts in Frankreich ist, 
einen Professor, der seine Studenten gern in Verlegen- 
heit setzte. Eines Tags wandte er sich zu einem von 
ihnen mit der Frage: 

„Haben Sie je den Mond gesehen?" „Nein, Herr 
Professor", antwortete der Student, eine Falle arg- 
wöhnend. Der Professor war verblüfft. „Meine Herren", 
sagte er, „sehen Sie diesen Herrn an, er gesteht, daß 
er noch nie den Mond gesehen hat." Die ganze Klasse 
lachte. „Ich gebe zu, daß ich von ihm habe sprechen 
hören", sagte der Student, „aber ich selbst habe ihn 
noch nie gesehen." 

Ich nehme als sicher an, daß der Leser ein besserer 
Beobachter ist, als jener französische Student, und daß 
er nicht nur den Mond gesehen hat, sondern auch 
seine Phasen kennt, und daß er mit der Tatsache des 
monatlichen Umlaufs des Mondes um die Erde ver- 
traut ist. Ich nehme ferner an, er weiß, daß der 
Mond eine Kugel ist, trotzdem er dem bloßen Auge 
als flache Scheibe erscheint. Die Kugelform ist in- 
dessen schon deutlich erkennbar, wenn wir den Mond 
durch ein kleines Fernrohr betrachten. 

Die verschiedensten Messungsmethoden haben alle 
das übereinstimmende Resultat ergeben, daß der Mond 
eine mittlere Entfernung von etwa 384750 km von 
der Erde hat. Diese Entfernung wird entweder durch 



— 12 1 — 

direkte Messung der sogenannten Parallaxe gefunden, 
von der wir später noch sprechen werden, oder auch 
durch Berechnung, wie weit der Mond entfernt sein 
muß, um seine Bahn um die Erde in der Zeit, in der 
er sie wirklich beschreibt, zurückzulegen. Die Bahn 
ist elliptisch, so daß die wirkliche Entfernung ein 
wenig veränderlich ist. Manchmal ist sie ungefähr 
20 000 km kleiner, manchmal um ebensoviel größer 
als die mittlere Entfernung. Der Durchmesser des 
Mondes ist etwas größer, als ein Viertel von demjenigen 
der Erde: er beträgt 3480 km. Die sorgfältigsten Mes- 
sungen zeigen keine Abweichung des Mondes von der 
Kugelgestalt, wenn man von den Erhebungen seiner 
Oberfläche absieht. 

Umlauf und Phasenwechsel des Mondes. 

Der Mond begleitet die Erde bei ihrem Umlauf 
um die Sonne. Auf den ersten Blick erscheint die 
Verbindung der beiden Bewegungen etwas verwickelt, 
aber sie bietet keine wirklichen Schwierigkeiten. Denken 
wir uns einen Stuhl, der in der Mitte eines in schneller 
Bewegung begriffenen Eisenbahnwagens steht, während 
ein Mensch in bestimmter Entfernung um ihn herum- 
geht. Er kann fortwährend um den Stuhl herumgehen, 
ohne seine Entfernung von demselben trotz der Be- 
wegung des Wagens zu verändern. In dieser Weise 
bewegt sich die Erde vorwärts in ihrer Bahn, und der 
Mond bewegt sich fortwährend um sie herum ohne 
seine Entfernung von ihr wesentlich zu verändern. 

Der wirkliche Umlauf des Mondes um die Erde 
dauert 27 Tage 8 Stunden, die Zeit von einem Neu- 
mond bis zum nächsten beträgt dagegen 29 Tage 13 
Stunden. Der Unterschied rührt von der Bewegung 



^- 122 — 

der Erde um die Sonne, oder, was dasselbe bedeutet, 
von der scheinbaren Bewegung der Sonne in der 
Ekliptik her. Um dies zu zeigen, sei in Fig. 22 AC 
ein kleiner Bogen der Erdbahn. Zu einer gewissen 
Zeit stehe die Erde bei dem Punkt E und der Mond 




Fig. 22. Bahn des Mondes um die Erde und um die Sonne. 

bei M zwischen Erde und Sonne. Nach Ablauf von 
27 Tagen 8 Stunden wird die Erde sich von E nach 
E bewegt haben. Während die Erde diese Bewegung 
ausführt, hat der Mond in der Richtung der Pfeile 
seine Bahn einmal zurückgelegt und den Punkt JV er- 
reicht. In dem Augenblick, da die Linien EM und 



— 123 — 

FN miteinander parallel laufen, hat der Mond seine 
wirkliche Umdrehung vollendet und wird scheinbar an 
demselben Ort zwischen den Sternen stehen, wie vor- 
her. Da aber die Sonne nun in der Richtung FS 
steht, so muß der Mond seine Bewegung noch fort- 
setzen, um in derselben Richtung wie die Sonne zu 
erscheinen. Dazu braucht er etwas mehr als zwei 
Tage, und dadurch wird die Zeit zwischen zwei auf- 
einander folgenden Neumonden auf 29 Yg Tage ver- 
längert. 

Die veränderlichen Phasen des Mondes hängen 
von seiner Stellung zur Sonne ab. Da er eine dunkle 
Kugel ohne eigenes Licht ist, sehen wir ihn nur soweit, als 
die Sonne ihn beleuchtet. Steht er zwischen uns und 
der Sonne, so ist seine dunkle Hemisphäre uns zu- 
gewendet, und er ist völlig unsichtbar. Die Zeit dieser 
Stellung wird im Kalender Neumond genannt. Erst 
zwei oder drei Tage darauf können wir in der hellen 
Abenddämmerung einen kleinen Teil der erleuchteten 
Kugel erblicken, der die uns vertraute Form einer 
schmalen Sichel hat. Diese Sichel nennen wir gewöhn- 
lich Neumond, obwohl die Zeit des Neumondes im 
Kalender einige Tage früher angegeben wird. Zu 
dieser Zeit und noch einige Tage länger können wir, 
wenn der Himmel klar ist, auch die ganze Scheibe 
des Mondes sehen, und zwar erscheint dann der von 
der Sonne nicht erleuchtete Teil des Mondes in einem 
schwachen grauen Licht. Dieses Licht wird von der 
Erde auf den Mond reflektiert, denn ein Bewohner des 
Mondes, wenn es dort überhaupt welche gäbe, würde 
gerade zur Zeit unseres Neumondes die Erde wie einen 
Vollmond am Himmel erblicken, viel größer als der 
Mond uns erscheint. Wenn der Erdtrabant in seiner 



— 124 — 

Bahn vorrückt, verblaßt dieses Licht und verschwindet 
für unser Auge ungefähr im ersten Viertel, infolge 
der Uberstrcihlung durch den beleuchteten Teil des 
Mondes. 

Sieben oder acht Tage nach dem Kalendemeu- 
mond erreicht der Mond sein erstes Viertel. Wir 
sehen dann gerade die Hälfte der uns zugekehrten 
Mondhalbkugel. Während der folgenden Woche nimmt 
der Mond eine bucklige Gestalt an, und am Ende der 
zweiten Woche steht er der Sonne gerade gegenüber, 
so daß wir dann seine ganze Halbkugel als eine 
runde Scheibe erblicken. Diese Phase nennen wir Voll- 
mond. Während der zweiten Hälfte seines Umlaufe 
kehren, wie wir alle wissen, die Phasen in umgekehrter 
Ordnung wieder. 

Wir hätten eigentlich die wechselnden Licht- 
gestalten des Mondes als wohl bekannt ansehen und 
sie hier übergehen können, aber man findet doch viel- 
fach in Literatur und Kunst eine große Konfusion hin- 
sichtlich dieses Gegenstandes. Man sieht Abbildungen, 
auf denen zwischen den beiden Hörnern der Mond- 
sichel Sterne erscheinen, als ob dort ein leerer Zwischen- 
raum und nicht der dunkle Mondkörper wäre, der die 
Sterne unseren Blicken entzieht Und wie viele Dichter 
und Maler haben die zunehmende Sichel an den öst- 
lichen Himmel und den Vollmond in die Abend- 
dämmerung des westlichen Himmels versetzt! 

Die Oberfläche des Mondes. 

Wir können mit bloßen Augen sehen, daß die 
Mondoberfläche helle und dunkle Stellen aufweist. 
Die letzteren ergeben in ihrer Gesamtheit eine entfernte 
Ähnlichkeit mit dem Gesicht eines Menschen, bei dem 



Nase und Augen besonders hervortreten. Daher spricht 
man vom „Mann im Monde". Schon durch das schwächste 




^H Fig. 23. Photographie des Mondes kori vor dem letzten Viertel. 

^P Fernrohr erkennt man auf der Oberfläche des Mondes 

H eine außerordentliche Fülle von Einzelheiten, und je 



— 126 — 

stärker das Fernrohr ist, um so mehr Detail wird 
sichtbar. 

Das Auffallendste auf seiner Oberfläche sind die 
Erhöhungen oder Gebirge, wie man gewöhnlich sagt. 





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Fig. i+. Die Appenir ■■ -i-^t- Arisi.irdi. Arislillijü 

Man sieht sie am besten zur Zeit des ersten Viertels, 
weil sie dann Schatten werfen. Bei Vollmond ksi-iin 
man sie nicht so gut unterscheiden, weil sie dei-ni 
senkrecht beleuchtet werden und die Schatten fehlen. 
Wenn diese Erhöhungen und Vertiefungen auch Ki 



1 auch Uemi^ 



127 — 

und Täler genannt werden, so sind sie doch ihrer Form 
nach gänzlich verschieden von den Gebirgen der Erde. 
Dagegen besteht eine große Ähnlichkeit zwischen ihnen 
und den Kratern unserer großen Vulkane. Die am 
häufigsten vorkommende Form ist die eines kreis- 
runden Walles, mit einem Durchmesser von mehreren 
Kilometern. Das Innere eines solchen Kraters ist in 
der Regel tellerförmig, und bei schräger Beleuchtung 
kann man deutlich den Schatten des Walles sehen, der auf 
die Innenfläche geworfen wird. In der Mitte steht 
häufig ein kleiner Kegel, und bei stärkerer Ver- 
größerung kann man auch an anderen Stellen der 
inneren Kraterfläche noch weitere Einzelheiten er- 
kennen. Woraus diese Zentralberge bestehen, läßt sich 
unmöglich entscheiden; es können feste Felsen sein, 
sie mögen aber auch aus einzelnen Steinstücken be- 
stehen. Da wir selbst mit dem mächtigsten Fernrohr 
auf dem Monde keinen Gegenstand erkennen können, 
der weniger als 30 m im Durchmesser hat, so können 
wir über die genaue Beschaffenheit der Oberfläche 
des Mondes in ihren kleinsten Teilen nichts näheres 
angeben. 

Die ersten Fernrohrbeobachter glaubten, daß die 
dunklen Partieen Meere, die helleren Kontinente seien. 
Diese Annahme gründete sich darauf, daß die dunkleren 
Partieen glatter aussahen als die anderen. Man gab 
daher diesen mutmaßlichen Meeren Namen, wie Mare 
Procellarum (Meer der Stürme), Mare Serenitatis (Meer 
der Heiterkeit) usw. Diese Namen, so phantastisch 
sie sein mögen, sind beibehalten worden, um die großen 
dunklen Gebiete auf dem Monde zu bezeichnen. Mit 
der Verbesserung in der Herstellung der Fernrohre 
zeigte sich bald, daß diese dunklen Gebiete keine 




Meere sein konnten; da sie alle voller Uneben heiter*^ 
sind, so müssen sie aus einer festen Masse bestehen. 
Die Verschiedenheit ihres Aussehens hat ihre Ursache 
in dem helleren oder dunkleren Ton der Materie auf 
der Mond Oberfläche, deren Verteilung überhaupt einej 
sehr merkwürdige ist. Zu den auffallendsten Gebil- 




den gehören z. B. die langen glänzenden Streifen; 
die von verschiedenen Punkten des Mondes aus* 
strahlen, und die schon ein schwaches Fernrohr leictd 
erkennen läßt; ein gutes Auge kann sie soga^ 
ohne Fernrohr erblicken. Auf der südlichen Mond- 1 
hemisphäre strahlt besonders von dem Ringgebir 
Tycho eine große Zahl dieser Streifen aus. Es sieht 



— 129 — 

so aus, als ob der Mond hier geborsten wäre, und die 
Risse mit geschmolzener weißer Masse angefüllt seien. 
Ob wir uns nun dieser Ansicht anschließen oder 
nicht, es ist unmöglich, die Oberfläche des Mondes zu 
untersuchen, ohne die Überzeugung zu gewinnen, daß 
er in früheren Zeiten der Herd einer großen vulka- 
nischen Tätigkeit gewesen ist. In der Mitte aller 
größeren Ringgebirge, von denen bereits die Rede 
war, finden sich Krater, die dem Anschein nach vul- 
kanischen Ursprungs sind. Vor hundert Jahren nahm 
William Herschel sogar an, daß ein noch jetzt tätiger 
Vulkan auf dem Monde existiere, da auf dem dunklen 
Teile kurz nach Neumond der Krater Aristarch sehr 
hell erscheint. Man weiß jetzt, daß diese Erscheinung 
vom Erdlicht herrührt, das von diesem besonders hellen 
Punkt der Mondoberfläche zurückgeworfen wird. 

Gibt es Luft und Wasser auf dem Monde? 

Sehr wichtig ist die Frage, ob Luft oder Wasser 
auf dem Monde vorhanden ist. Nach dem jetzigen 
Stande der Wissenschaft läßt sich hierauf nur eine 
verneinende Antwort geben. Selbstverständlich soll 
das nicht bedeuten, daß absolut kein Tropfen Feuchtig- 
keit noch die kleinste Spur Luft auf unserem Satelliten 
existiert; wir können nur sagen, daß wenn eine Atmo- 
sphäre den Mond umgibt, diese so dünn sein muß, 
daß wir einen Beweis ihres Vorhandenseins nicht er- 
bringen können. Würde dieselbe auch nur ein Hun- 
dertstel der Dichtigkeit der Erdatmosphäre erreichen, 
so hätte sie sich uns längst durch die Strahlenbrechung 
bemerkbar gemacht, die ein Stern erfahren würde, 
wenn er direkt neben dem Mondrande steht; es ist 

Newcomb, Astronomie. 9 



— I30 — 

aber bisher nicht die geringste Spür einer solchen 
Strahlenbrechung wahrgenommen worden. Existiert 
auf dem Monde etwas Flüssiges, wie Wasser, so muß 
es in unsichtbaren Spalten verborgen oder in das 
Innere hineingesickert sein, denn wenn dort z. B. 
große Wasserflächen in den Äquatorialgegenden wären, 
so würden sie das Sonnenlicht reflektieren und so 
deutlich sichtbar werden. . Das Wasser würde dann 
auch verdampfen und mehr oder weniger die Bildung 
einer Atmosphäre von Wasserdampf veranlassen. 

Diese Betrachtung führt auf eine andere wichtige 
Frage, nämlich diejenige nach der Bewohnbarkeit 
des Mondes. Ein solches Leben, wie es auf un- 
serer Erde existiert, erfordert zum mindesten Wasser 
und in allen höheren Formen auch Luft. Wir können 
uns schwer ein Wesen vorstellen, das aus reinem 
Sande bestände oder aus einem trockenen Stoffe, ähn- 
lich dem, der die Mondoberfläche zusammensetzt. Wenn 
wir annehmen, daß Tiere auf dem Monde vorkommen, 
so ist es schwierig sich vorzustellen, wovon sie sich 
dort ernähren könnten. Es folgt daraus, daß Leben 
unter den gleichen Bedingungen, wie sie auf der Erde 
maßgebend sind, auf dem Monde unmöglich ist. 

Der gänzliche Mangel von Luft und Wasser ver- 
anlaßt einen Zustand auf dem Monde, wie wir ihn auf 
der Erde nicht kennen. Soviel aus allen sorgfältigen 
Untersuchungen hervorgeht, tritt nie die geringste 
Veränderung auf der Mondoberfläche ein. Ein Stein, 
der auf der Erde liegt, wird fortwährend von der 
wechselnden Witterung angegriffen und zerfällt nach 
und nach im Laufe von Jahren oder wird von Wind 
oder Wasser fortgetragen. Auf dem Monde dagegen 
gibt es keine wechselnde Witterung, und ein dort lie-^ 



— 131 — 

gender Stein wird für ewige Zeiten an Ort und Stelle 
liegen bleiben, ungestört durch irgend welche äußeren 
Eingriffe. Die Mondoberfläche wird erwärmt, so lange 
die Sonne sie bescbeint, und kühlt ab, wenn die Sonne 
untergegangen ist. Außer diesem Temperaturwechel. 
gibt es, soweit wir wissen, auf der ganzen Mondober* 
fläche keine Änderung. Ewige Ruhe, kein Wechsel 
durch Wind und Wetter — dies ist das charakteristische 
Merkmal des Mondes. 



Rotation des Mondes. 

Die Rotation des Mondes um seine Achse ist ein 
Gegenstand, der vielen schwer verständlich ist. Jeder, 
der diesen Weltkörper aufmerksam betrachtet hat, weiß, 
daß er uns immer 
dieselbe Seite zu- 
wendet Dies be- 
weist, daß er sich 
in derselben Zeit 
um seine Achse 
dreht, in der er 
auch einen Um- 
lauf um die Erde 
vollendet. Auf 
den ersten Blick 
scheint es, als ob 
dies nicht richtig 
sei und als ob der 
Mond sich über- 




Fig. 26. Ein nicht rotierender Mond beim 
Umlauf um die Erde. 



haupt nicht um eine Achse drehe. Die ganze Schwierig- 
keit entsteht aus der verschiedenen Auffassung der Be- 
wegung. In der Physik sagen wir, daß ein Körper 
nicht rotiert, wenn ein durch ihn gehender Stab immer 



9' 



— 132 — 

dieselbe Richtung beibehält, auch wenn der Körper 
sich weiter bewegt. Nun wollen wir annehmen, daß 
ein solcher Stab durch den Mond ginge. Wenn er 
sich nicht um seine Achse drehte, dann würde der 
Stab immer dieselbe Richtung beibehalten und bei 
seinem Umlauf um die Erde an den verschiedenen 
Punkten seiner Bahn so erscheinen, wie Figur 26 
angibt. Ein Blick auf diese Figur zeigt sofort, daß 
wenn der Mond nicht um eine Achse rotieren würde, 
wir nacheinander jeden Teil seiner Oberfläche sehen 
müßten. Da der Mond aber der Erde immer dieselbe 
Seite zukehrt, so muß er, während er einen Umlauf 
um die Erde zurücklegt, auch gerade einmal eine Um- 
drehung um seine Achse ausführen. 

Die Gezeiten. 

Wer einmal an der Seeküste gewesen ist, hat das 
Steigen und Fallen des Meeres kennen gelernt, das 
durchschnittlich jeden Tag dreiviertel Stunden später 
eintritt, als am vorhergehenden Tage und das mit der 
scheinbaren täglichen Bewegung des Mondes Schritt 
hält; wenn es heute Hochwasser ist, während der Mond 
an einer bestimmten Stelle des Himmels steht, so wird 
immer Hochwasser sein, wenn der Mond in die Nähe 
dieser Stelle gelangt, Tag für Tag, Monat für Monat, 
Jahr für Jahr. Wir wissen wohl, daß der Mond diese 
sogenannten Gezeiten durch seine Anziehung auf die 
Wassermassen des Meeres hervorbringt, und können 
wohl verstehen, daß wenn der Mond direkt über einer 
Gegend steht, er durch seine Anziehung dahin strebt, 
das Wasser in dieser Gegend emporzuheben. Aber 
was die meisten, die mit dem Gegenstand nicht hin- 
reichend vertraut sind, überrascht, ist der Umstand, daß 



— 135 — 

an jedem Tage zwei Hochwasser eintreten, ein Hoch- 
wasser auf der dem Monde zugewandten Seite der 
Erde und ein zweites auf der abgewandten Seite. Dies 
rührt daher, daß der Mond die Erde und alles, was 
auf ihr ist, ebenso anzieht wie das Wasser. Wenn er 
jeden Teil der Erde in gleichem Maße anzöge, dann 
würde es keine Gezeiten geben, und alles würde auf 
der Erdoberfläche bestehen, als wenn der Mond keine 
Anziehung ausübte. Da aber die Anziehung im um- 
gekehrten Verhältnis zum Quadrat der Entfernung steht, 
so zieht der Mond diejenigen Regionen der Erde und 
der Ozeane, die ihm am nächsten liegen, mehr an als 
den Erdmittelpunkt und diesen wieder mehr als die 
am weitesten von ihm entfernten Regionen. 



£rd 




Richtung der An xiehiinff 



Afon/f 

e 



Fig. 27. Entstehung von Ebbe und Flut. 

Betrachten wir die Figur 27. H, C und A stellen 
die drei erwähnten Punkte der Erde dar, auf welche 
die Mondanziehung wirkt. Da der Mond C mehr an- 
zieht als A, so strebt er dahin, C von A wegzuziehen, also 
die Entfernung zwischen A und C zu vergrößern. Da 
er andererseits zu gleicher Zeit H mehr als C anzieht, 
so strebt er auch dahin, die Entfernung zwischen H 
und C zu vergrößern. Wenn die ganze Erde flüssig 
wäre, so würde sie infolge der Anziehung des Mondes 
die Form eines Ellipsoids annehmen, dessen große 
Achse gegen den Mond gerichtet wäre. Aber da sie 



— 134 — 

ein fester Körper ist, kann sie diese Gestalt nicht an- 
nehmen, während der flüssige Ozean dies wohl tun kann. 
Hieraus folgt, daß wir Hochwasser (Flut) an den 
Enden der großen Achse des Ellipsoids und Niedrig- 
wasser (Ebbe) in der mittleren Region haben. 

Die vollkommene Erklärung der Gezeitenerschei- 
nungen erfordert eine eingehende Behandlung der Be- 
wegungsgesetze des Mondes, auf die hier nicht ein- 
gegangen werden kann. Es soll nur erwähnt werden,, 
daß wenn die Anziehung des Mondes auf die Erde 
immer in derselben Richtung wirken würde, die beiden 
Himmelskörper in wenigen Tagen zusammenprallen 
würden. Infolge des Umlaufes des Mondes um die 
Erde wechselt jedoch die Richtung der Anziehung be- 
ständig, so daß die Erde im Laufe eines Monats durch 
die Anziehung des Mondes nur ungefähr 5000 km 
aus ihrer mittleren Stellung entfernt wird. 

Nach der Entstehungsursache der Gezeiten könnte 
man vermuten, daß wir Hochwasser immer dann haben, 
wenn der Mond im Meridian steht, und Niedrig wasser, 
wenn er sich am Horizont befindet. Aber dies ist 
nicht der Fall, da die Bewegung der Flutwelle um 
die Erde durch die großen Kontinente unterbrochen 
wird. Trifft sie ein Festland, so breitet sie sich in 
der einen oder anderen Richtung aus, je nach der 
Form des Landes, und kann lange Zeit gebrauchen, 
um von einem Punkt der Küste zum anderen zu ge- 
langen. Auf diese Weise entstehen merkwürdige Un- 
regelmäßigkeiten in den Flutzeiten an den verschiedenen 
Punkten der Erde. 

Auch die Sonne verursacht Gezeiten wie der Mond^ 
nur ist ihr Betrag wesentlich geringer. Bei Neu- und 
Vollmond vereinigen beide Himmelskörper ihre Kräfte 



— 135 ~ 

und verursachen die höchsten Fluten. Diese sind allen 
Bewohnern der Seeküste wohl bekannt und werden 
Springfluten genannt. Zur Zeit des ersten und 
letzten Viertels wirkt die Anziehung der Sonne der- 
jenigen des Mondes entgegen. Die Flut steigt nicht 
so hoch wie gewöhnlich, und wird dann Nippflut 
genannt. 

5. Die Mondfinsternisse. 

Der Leser weiß zweifellos, daß eine Mondfinster- 
nis dadurch verursacht wird, daß der Mond in den 
Schatten der Erde tritt, und eine Sonnenfinsternis da- 
durch, daß der Mond zwischen uns und der Sonne 
durchgeht und dabei die Sonne verdeckt. Unter dieser 
Voraussetzung wollen wir die interessanten Erschei- 
nungen der Finsternisse und die Gesetze ihrer Wieder- 
kehr behandeln. 

Man wird nun zunächst fragen, warum denn nicht 
bei jedem Vollmond eine Mondfinsternis entsteht, da 
doch der Erdschatten immer in entgegengesetzter 
Richtung als die Sonne sein muß? Als Antwort hier- 
auf kann man anführen, daß der Mond gewöhnlich 
ober- oder unterhalb des Erdschattens vorübergeht 
und dann natürlich nicht verfinstert wird. Dieses 
kommt wieder daher, daß die Mondbahn eine kleine 
Neigung von ungefähr 5 Grad gegen die Ebene der 
Ekliptik hat, in der die Erde sich bewegt und in der 
die Kernlinie des Schattens immer liegen muß. 
Nehmen wir, wie dies bereits in einem früheren Kapitel 
geschehen ist, an, daß die Ekliptik am Himmel be- 
zeichnet ist, und markieren wir nun auch die Mond- 
bahn während eines vollen Umlaufs am Himmel. Wir 



— 136 — 

werden dann finden, daß die Bahn des Mondes die 
Ekliptik an zwei entgegengesetzten Punkten unter dem 
sehr kleinen Winkel von 5 Grad schneidet. Diese 
Kreuzungspunkte werden Knoten genannt. An dem 
einem Knoten kommt der Mond von unten oder vom 
Süden der Ekliptik her und geht nach Norden; dieser 
Punkt heißt der aufsteigende Knoten. An der ent- 
gegengesetzten Seite passiert der Mond die Ekliptik 
von Norden nach Süden und dieser Punkt wird der 
absteigende Knoten genannt. Die Ausdrücke auf- 
steigend und absteigend werden auf die Knoten an- 
gewendet, weil für uns auf der nördlichen Erdhälfte 
die Nordseite der Ekliptik und des Äquators oberhalb 
der Südseite dieser Kreise liegt. 




Fig. 28. Der Mond im Schatten der Erde während einer totalen 

Mondfinsternis. 

An den Punkten halbwegs zwischen den Knoten 
steht der Mittelpunkt des Mondes etwa 30000 km, 
also etwa um Y^g seiner Entfernung von der Erde 
über der Ekliptik. Da die Sonne größer ist, als die 
Erde, so wird der Schatten der letzteren entsprechend 
kleiner, je weiter man von der Erde weggeht. In der 
Entfernung des Mondes beträgt der Durchmesser des 
Erdschattens ungefähr ^^4 Erddurchmesser oder rund 
10 000 km. Da die Kernlinie des Schattens in der 
Ebene der Ekliptik liegt, so erstreckt er sich nur 



— 137 — 

5000 km über und unter diese Ebene. Infolgedessen 
kann der Mond den Erdschatten nur dann passieren, 
wenn zur Zeit des Vollmondes sein Abstand von der 
Ekliptik nicht größer ist; dies tritt aber nur in der 
Nähe der Knoten ein. 

Nehmen wir an, die Knoten seien am Himmel 
bezeichnet, an einem Punkt der Ekliptik der auf- 
steigende und gerade entgegengesetzt der absteigende; 
dann wird die Sonne für uns scheinbar jeden dieser 
Punkte im Laufe eines Jahres passieren. Während die 
Sonne in dem einen Knoten steht, ist der Erdschatten 
gerade genau nach dem anderen gerichtet. Eine 
Sonnen- oder Mondfinsternis kann nur zu diesen beiden 
Zeiten des Jahres bezw. kurz vorher und kurz nachher 
eintreten, und wir können diese Zeiten gewissermaßen 
die Finsternis-Termine nennen. Sie dauern ungefähr 
einen Monat, d. h. es vergeht gewöhnlich ein Monat 
von der Zeit an, zu der die Sonne einem Knoten be- 
reits nahe genug steht, um eine Finsternis zu ermög- 
lichen, bis zu der Zeit, wo sie bereits hierfür zu weit 
vorgeschritten ist. Im Jahre 1901 lagen beispielsweise 
die kritischen Zeiten im Mai und November. 

Wenn der Mondknoten stets an derselben Stelle 
der Ekliptik bliebe, so würden Finsternisse stets nur 
in diesen beiden Monaten eintreten. Aber infolge der 
Anziehung der Sonne und der Erde auf den Mond 
ändert sich die I-age der Knoten fortwährend und 
zwar in einer der Bewegung des Mondes entgegen- 
gesetzten Richtung. Jeder Knoten macht einen vollen 
Umlauf um die Himmelskugel in 18 Jahren und 7 Mo- 
naten. Daher verschieben sich in derselben Periode 
die Finsternis-Termine durch das ganze Jahr. Im Durch- 
schnitt treten sie jedes Jahr ungefähr 19 Tage früher 



- 138 - 

ein, als im vorhergehenden. So lag im Jahre 1 903 die 
eine Zeit zwischen März und April, die andere zwischen 
September und Oktober. Der Wechsel wird so weiter 
gehen bis zum Jahre 19 10, wo die kritische Zeit, die 
1901 im Mai eintrat, bis zum November und diejenige 
vom November bis zum 'Mai zurückgegangen sein 
wird; um 19 19 wird dann ein voller Kreislauf durch 
alle Monate des Jahres vollendet sein. 

Wenn der ganze Mondkörper in den Erdschatten 
tritt, wird die Finsternis total genannt, wenn nur ein 
Teil von ihm in den Schatten taucht, heißt sie partiell. 
In der Regel treten jährlich 2 bis 3 Mondfinsternisse 
ein, und von diesen ist wenigstens eine total. Die 
Mondfinsternisse sind überall auf der ganzen Erdhalb- 
kugel sichtbar, auf der der Mond über dem Horizont 
steht. 

Anblick einer Mondfinsternis. 

Wenn wir den Mond bei Beginn einer Finsternis 
betrachten, so sehen wir einen kleinen Teil seines öst- 
lichen Randes allmählich undeutlich werden und zu- 
letzt verschwinden. Während der Mond in seiner Bahn 
fortschreitet, verschwindet dem Auge mehr und mehr 
von seiner Scheibe durch Eintritt in den Schatten. 
Wenn wir indessen aufmerksam hinsehen, finden wir 
oft, daß der in den Schatten eingetretene Teil nicht 
ganz verschwunden ist, sondern in einem sehr schwachen 
Lichte leuchtet. Bei einer totalen Finsternis sieht man 
in der Regel dieses IJcht ganz deutlich, weil es von dem 
blendenden Licht des un verfinsterten Teils nicht über- 
strahlt wird. Es ist von einer schmutzig roten Farbe 
und entsteht, wie wir heute wissen, durch Strahlen- 
brechung in der Erdatmosphäre, von der in einem früheren 



— 139 ^ 

Kapitel die Rede war. Diejenigen Sonnenstrahlen, die 
gerade die Erde streifen oder in geringer Entfernung 
von ihrer Oberfläche vorbeigehen, werden durch die 
Erdatmosphäre von ihrer geraden Richtung abgelenkt 
und durch Brechung in den Erdschatten geworfen. 
Ihre rote Farbe rührt von derselben Ursache her, 
welche die Sonne beim Untergang rot erscheinen läßt, 
nämlich von der Absorption der grünen und blauen 
Strahlen in der Erdatmosphäre. 

Wenn der Mond für uns verfinstert ist, würde ein 
Beobachter auf dem Monde die Sonne durch die Erde 
verfinstert sehen. 






Nehmen wir an, wir könnten diese Erscheinung vom 
Monde aus betrachten. Wir würden dann sehen, wie 
die Erde, deren Durchmesser hier etwa 4 mal größer er- 
scheint als derjenige der Sonne, anfängt in die Sonnen- 
scheibe einzudringen und bald einen Teil ihres Lichtes 
verdeckt Die Schattenregion, in der sich dies er- 
fflgnet, wird Halbschatten genannt. Solange der 
Mond noch im Halbschatten ist, kann man von der 
Erde aus ohne weiteres keine Abnahme seines Lichtes 
erkennen, obwohl eine solche durch genaue photo- 
metrische Messungen sich feststellen läßt. Der Mond 
wird erst dann verfinstert, wenn er anfängt, in den 



— I40 — 

eigentlichen Kernschatten einzutreten, wenn also für 
einen Beobachter auf dem Monde das ganze direkte 
Sonnenlicht durch die Erde abgeschnitten ist. Wenn 
die Erde im weiteren Verlauf der Finsternis die Sonne 
fast ganz bedeckt hat, würde vom Monde aus ihr 
ganzer Umriß von einem roten Lichtsaum umgeben 
erscheinen, der durch die Brechung der Sonnenstrahlen 
in der Erdatmosphäre verursacht wird. Endlich, w^enn 
der letzte Strahl des eigentlichen Sonnenlichtes ver- 
schwindet, würde nichts mehr sichtbar sein, als dieser 
Ring von hellem roten Licht, der die schwarze, sonst 
unsichtbare Erdkugel umgibt. 

Die Vorgänge bei einer Mondfinsternis sind grund- 
verschieden von denen bei einer Sonnenfinsternis, die 
im nächsten Kapitel beschrieben werden soll. Eine 
Mondfinsternis kann immer in demselben Augenblick 
auf der ganzen Erdhalbkugel gesehen werden, auf die 
der Mond gerade scheint, während eine Sonnen- 
finsternis, insbesondere eine totale, nur in einem kleinen 
Gebiete der Erdoberfläche sichtbar ist. 

Ein eigentümliches Phänomen tritt auf, wenn der 
Mond total verfinstert aufgeht. Dann sehen wir ihn 
am östlichen Horizonte, während die Sonne am west- 
lichen Horizonte noch sichtbar ist. Der Mond er- 
scheint dann verfinstert, obwohl er im Bereiche der 
Sonnenstrahlen steht. Der Grund dieses scheinbaren 
Widerspruches liegt dann darin, daß obgleich Sonne 
und Mond in Wirklichkeit unter dem Horizonte 
stehen, sie durch Strahlenbrechung so hoch gehoben 
werden, daß wir sie gleichzeitig über dem Horizont 
erblicken. 



— 141 — 

6. Die Sonnenfinsternisse. 

Wenn der Mond sich genau in der Ekliptik be- 
wegte, würde er bei jedem Neumond die Sonnenscheibe 
verdecken. Aber infolge der Neigung seiner Bahn 
wird er es in Wirklichkeit nur dann tun, wenn die 
Sonne gerade bei einem der Mondknoten steht. Ist 
dies der Fall, so können wir stets auf eine Sonnen- 
finsternis rechnen, wenn wir nur den rechten Beobach- 
tungsplatz auf der Erde aufsuchen. 

Ob bei dieser Gelegenheit der Mond uns die Sonne 
vollständig verdeckt oder nicht, hängt nicht von der 
wirklichen sondern von der scheinbaren Größe der 
beiden Himmelskörper ab. 




Erdbe 

Fig. 30. Entstehung einer totalen Sonnenfinsternis. 

Wir wissen, daß der Sonnendurchmesser den des 
Mondes etwa um das 400 fache übertrifft. Nun ist sie zu- 
fällig auch 400 mal so weit entfernt als der Mond. Die 
eigentümliche Folge davon ist, daß die beiden Körper 
für unser Auge fast dieselbe Größe haben. Manchmal 
erscheint der Mond etwas größer als die Sonne, manch- 
mal die Sonne ein wenig größer als der Mond. Im 
ersteren Fall kann der Mond die Sonne völlig be- 
decken, im letzteren natürlich nicht. 

Ein wichtiger Unterschied zwischen einer Mond- 
und einer Sonnenfinsternis besteht darin, daß die erstere 
überall, wo sie überhaupt sichtbar ist, die gleiche Er- 



scheinung darbietet, während der Anblick einer Sonnen- 
finsternis vom jeweiligen Beobachtungsorte abhängt. 
Die interessantesten Finsternisse sind diejenigen, bei 
denen das Zentrum des Mondes genau über das Zentrum 
der Sonne geht. Sie werden allgemein zentrale 
Finsternisse genannt. 

Um eine zentrale 
Finsternis zu sehen, muß 
der Beobachter an einem 
Orte stehen, durch den 
gerade die Verbindungs- 





linie Sonne-Mond geht. 
Wenn dann die schein- 
bare Größe des Mondes 
diejenige der Sonne über- 
trifft, so verdeckt der 
Mond die Sonne vöUig 
und es entsteht eine to- 
tale Sonnenfinsternis. 
Erscheint dagegen ge- 
rade die Sonne größer 
als der Mond, so umgibt 
in dem Augenblicke der 
zentralen Finsternis ein 
schmaler heller Ring, der 
Rand der Sonnen Scheibe, 
den dunklen Mondkörper, 
und wir haben es mit 
einer ringförmigen Sonnenfinsternis zu tun. 

Die Verbindungslinie der Mittelpunkte von Sonne 
und Mond wandert bei einer Sonnenfinsternis über 
einen Teil der Erdoberfläche, und ihr Weg kann im 
voraus auf einer Karte gezeichnet werden. Solche 



förmigen Finäli 



— 143 — 

Karten, welche den Verlauf der zentralen Verfinste- 
rungen zeigen, werden in astronomischen Jahrbüchern 
veröffentlicht. Eine zentrale Finsternis kann nur auf 
der Zentrallinie und etwas nördlich oder südlich von 
derselben als totale oder ringförmige beobachtet werden. 
Die Entfernung des Beobachters von der Zentrallinie 
darf aber nie mehr als etwa loökm betragen. Außer- 
halb dieser Grenze ist sie nur als partielle Finsternis 
sichtbar, bei welcher der Mond die Sonne nur zum 
Teil verdeckt. An noch weiter von der Zentrallinie 
entfernten Stellen der Erde ist überhaupt keine Finster- 
nis mehr sichtbar. 

Eindruck einer totalen Sonnenfinsternis. 

Eine totale Sonnenfinsternis ist eines der ergreifend- 
sten Schauspiele, welche die Natur dem menschlichen 
Auge zu bieten vermag. Um sie am vorteilhaftesten 
zu beobachten, sollte man stets einen erhöhten Stand- 
punkt wählen, der einen möglichst weiten Ausblick 
über das umgebende Land gewährt, besonders in west- 
licher Richtung, von wo der Mondschatten herkommt. 
Die erste Andeutung, daß sich etwas Ungewöhnliches 
abspielen wird, ist nicht auf der Erde oder in der 
Luft zu bemerken, sondern auf der Sonnenscheibe. 
In dem vorausberechneten Augenblick des Beginnes 
der Finsternis wird man eine kleine Einkerbung am 
westlichen Rande der Sonne sich bilden sehen. Diese 
dunkle Einkerbung wächst von Minute zu Minute und 
erstreckt sich nach und nach über die ganze Sonnen- 
scheibe. Kein Wunder, daß unzivilisierte Menschen 
beim Anblick eines derartigen allmählichen Verschwin- 
dens des großen Lichtspenders glaubten und noch 
glauben, daß ein Drache die Sonne verzehre. 



— 144 — 

Etwa eine Stunde lang, von dem Beginn der 
Finsternis an gerechnet, sieht man nichts weiter als 
dieses allmähliche Fortschreiten des Mondes auf der 
Sonnenscheibe. Auch ohne Blendglas läßt sich diese 
Erscheinung wahrnehmen, wenn der Beobachter in der 
Nähe eines Baumes steht, der den Sonnenstrahlen ge- 
stattet, durch kleine Lücken seines Laubwerks den 
Erdboden zu erreichen. Die kleinen Abbilder der 
Sonne, die sich hier und dort auf dem Boden bilden, 
haben dann die Form der teilweise verfinsterten Sonne. 
Bald sieht die letztere aus, wie die abnehmende Mond- 
sichel. Da das Auge sich langsam an das abnehmende 
Licht gewöhnt hat, so macht sich die Dunkelheit auch 
in dieser Phase der Finsternis noch wenig bemerkbar. 
Wenn der Beobachter über ein Fernrohr mit einem 
dunklen Blendglase verfügt, so hat er jetzt eine 
ausgezeichnete Gelegenheit, die Gebirge des Mond- 
randes zu sehen. Er wird bemerken, daß der unbe- 
deckte Rand der Sonne seinen gewöhnlichen scharfe 
Umriß beibehält, dagegen der Teil der Sichel, de 
durch den Mondrand gebildet wird, in seinem Umri 
uneben und zackig erscheint. 

Kurz vor dem Verschwinden der Sichel erreiche 
die Berge der Mondoberfläche den Rand der Sonne — le 

und lassen von ihr nichts weiter übrig, als eine Reit \p 

von Bruchstücken oder Lichtpünktchen, die zwischr u^n 
den Erhebungen des Mondrandes sichtbar werd^^sn. 
Dieses sogenannte Perlenschnurphänomen dau^^rt 
nur eine oder zwei Sekunden und verschwindet da_ -mn 
gänzlich. 

Mit diesem Moment beginnt die Totalität, <:3er 
Glanzpunkt des ganzen Schauspiels. Die Sonne st^ht 
mitten am klaren, wolkenfreien Himmel und ist tr<::>tz- 




=11 




dem unsichtbar. Dort wo sie eigentlich stehen sollte, 
schwebt gewissermaßen mitten in der Luft die tief- 
schwarze Mondkuge!. Sie ist umgeben von einem 
glänzenden Strahlenkranz, der Sonnenkorona, von 
der bereits in dem Kapitel über die Sonne die Rede 
war. Obwohl diese schon für das unbewaffnete Auge 
deutlich genug wahrnehmbar ist, so tut man doch gut, 
sie durch ein schwach vergrößerndes Fernrohr zu be- 
trachten. Ein gewöhnliches Opernglas genügt hierzu 
voltkommen. Mit einem stärker vergrößernden Fern- 
rnhr wird nur ein Teil der Korona sichtbar, und da- 



. j;. SonnenprotuberanEen , phoK^aphiert in Souk-Ahras während 
totalen SoiineiifinslPtnis am 30. AiigU5l 1905 von der Espedilion der 
Hamburger Sternwarte. 



durch geht der schönste Teil des Schauspiels dem Be- 
obachter verloren. Ein gewöhnliches lo bis i2mal 
1 vergrößerndes Glas ist hierzu besser geeignet, als das 
I größte Fernrohr. Ein solches Instrument zeigt nicht 
die Korona, sondern auch die Protuberanzen, 
jene fantastischen, wolkenähnlichen Bildungen von 
Farbe, die hier und da von dem dunklen 
4ondkörper aufzusteigen scheinen. 

10 



I 



146 — 



Finsternisse im Altertum. 

Es ist merkwürdig, daß die alten Völker, obwohl 
sie mit der Tatsache der Verfinsterungen vertraut 
waren, und die Aufgeklärteren unter ihnen die Gesetz- 
mäßigkeit der Wiederkehr der Finsternisse kannten, 
in ihren Schriften uns doch nur sehr wenige Berichte 
über diese Naturerscheinung hinterlassen haben. Die 
alten chinesischen Annalen erzählen hin und wieder 
von der Tatsache, daß eine Sonnenfinsternis sich zu 
einer bestimmten Zeit in irgend einer Provinz oder in 
der Nähe irgend einer Stadt des Reiches ereignete, 
aber nie werden nähere Umstände der Erscheinung er- 
wähnt. Erst kürzlich haben die Assyriologen auf alten 
Steintäfelchen einen Bericht über eine in Ninive beob- 
achtete Sonnenfinsternis entziffert, und unsere astro- 
nomischen Tafeln zeigen, daß am 15. Juni 763 v. Chr. 
dort tatsächlich eine totale Sonnenfinsternis stattgefun- 
den hat, bei welcher der Schatten ungefähr 150 km 
nördlich von Ninive vorüberging. 

Unter den Finsternissen des Altertums ist viel- 
leicht am berühmtesten die als Finsternis des Thaies 
von Milet bekannte; sie hat Anlaß zu vielfacher Dis- 
kussion gegeben. Ihre wichtigste historische Basis 
bildet der Bericht von Herodot, daß während einer 
Schlacht zwischen Lydern und Medern der Tag plötz- 
lich in Nacht verwandelt wurde. Die Heere gaben 
aus diesem Anlaß den Kampf auf und schlössen 
Frieden miteinander. Es wird hinzugefügt, daß Thaies 
von Milet den loniern dieses Naturereignis, sogar den 
Tag seines Eintrittes vorhergesagt habe. Unsere astro- 
nomischen Tafeln zeigen, daß im Jahre 585 v. Chr. 



— 147 — 

tatsächlich eine totale Sonnenfinsternis eintrat, etwa 
zu der Zeit, in der die Schlacht stattfand, aber es ist 
jetzt bekannt, daß der Mondschatten das Schlachtfeld 
vor Sonnenuntergang nicht mehr erreicht hat. Es 
bleibt daher in diesem Falle noch einiges unaufgeklärt. 

Die Voraussage der Finsternisse. 

Es gibt ein merkwürdiges Gesetz bezüglich der 
Wiederkehr der Finsternisse, das seit alters her be- 
kannt ist. Es gründet sich auf die Tatsache, daß 
Sonne und Mond, bezogen auf Knoten und Erdnähe der 
Mondbahn, nach einer Periode von 6585 Tagen 8 Std. 
oder rund 1 8 Jahren und 1 1 Tagen wieder fast die- 
selbe Stellung einnehmen. Diese Periode wird nach 
einem chaldäischen Wort Saros genannt. Nach Ab- 
lauf dieser Periode wiederholen sich sämtliche Finster- 
nisse. Die Sonnenfinsternis im Mai 1900 kann somit 
als eine Wiederholung der Finsternisse der Jahre 
1846, 1864 und 1882 angesehen werden. Bei einer 
solchen Wiederkehr ist die Finsternis jedoch nicht mehr 
in derselben Gegend der Erde sichtbar, da die Periode 
nicht allein eine- Verschiebung der Finsternisse um 
eine runde Anzahl von Tagen, sondern auch noch eine 
solche von acht Stunden bedingt. Während dieser 
acht Stunden vollführt aber die Erde den dritten Teil 
der Umdrehung um ihre Achse, wodurch ein anderes 
Gebiet ihrer Oberfläche in die Richtung des Mond- 
schattens gebracht wird. Jede nach Ablauf eines Saros 
stattfindende Finsternis fällt daher in ein Gebiet, das 
um Y3 des Erdumfanges oder 120 Grad westlich von 
dem Orte der vorangegangenen zugehörigen Finsternis 
liegt. Nach drei Perioden wird dagegen die Finsternis 

wieder nahe in demselben Gebiete stattfinden, wie zu- 

10* 



— 148 — 

vor. In der Zwischenzeit hat sich jedoch auch die 
Ebene der Mondbewegung ein wenig geändert, so daß 
die Bahn des Mondschattens in der Regel noch eine 
nördliche oder südliche Verschiebung erleidet. 

Zwei Reihen von Sonnenfinsternissen sind wegen 
der langen Dauer der Totalität bemerkenswert. Zu 
einer dieser Reihen gehört die denkwürdige Finsternis 
von 1868, deren Beobachtung durch Janssen später 
noch geschildert werden soll. Sie kehrte 1886 und 
1904 wieder. Leider fiel aber in diesen beiden letzten 
Fällen der Mondschatten gänzlich in den Bereich des 
Atlantischen und Großen Ozeans, so daß sie wissen- 
schaftlich nicht ausgenutzt werden konnte. Ihre nächste 
Wiederkehr am i. September 1922 wird in Nord- 
australien sichtbar sein, wo die Dauer der Totalität 
ungefähr 4 Minuten betragen wird. 

Zu der anderen noch bemerkenswerteren Reihe 
gehört die Finsternis vom 7. Mai 1883 und diejenige 
vom 18. Mai 1901. Bei jeder Wiederkehr dieser 
Finsternis wächst während des ganzen 20. Jahrhunderts 
die Dauer der Totalität um mehrere Sekunden. In 
den Jahren 1937, 1955 und 1973 wird die Dauer der 
Totalität sogar 7 Minuten überschreiten, so daß diese 
Finsternisse unter allen ähnlichen Erscheinungen der 
letzten Jahrhunderte ein besonderes Interesse bean- 
spruchen. 

7. Die Umgebung der Sonne. 

Um die Mitte der sechziger Jahre des letzten Jahr- 
hunderts fing man an, das Spektroskop zur Erforschung 
der Himmelskörper anzuwenden. Unter anderen be- 
trieb damals William Huggins in London besonders 



— 149 — 

eifrig die Beobachtung der Spektra von Sternen und 
Nebelflecken. Mehrere Jahre schien es jedoch, daß 
man über die Sonne mit dem Spektroskop nicht gerade 
viel Neues erfahren könne. Da kam das Jahr 1868. 
Am 18. August dieses Jahres fand eine totale Sonnen- 
finsternis statt, die in Indien sichtbar war. Die Zone 
der Totcilität war über 200 km breit, und die Dauer 
der Totalphase betrug mehr als 6 Minuten. Die 
Franzosen sandten Janssen ab, einen ihrer führenden 
Spektroskopiker, um die Finsternis in Indien spektro- 
skopisch zu beobachten. Sein nachträglicher Bericht 
enthielt nun überraschende Neuigkeiten. Die roten 
Protuberanzen, deren Bedeutung die Gelehrten zwei 
Jahrhunderte hindurch nicht erklären konnten, wurden 
als kolossale Maissen von glühendem Wasserstoff erkannt, 
und sie stiegen gerade an dem betreffenden Tage hier 
und dort am Sonnenrande so hoch empor, daß unsere 
Erde im Vergleich damit nur als ein kleiner Fleck 
erscheinen mußte. Doch das war noch nicht alles. 
Als das Sonnenlicht wieder erschien, gelang es trotz- 
dem Janssen, diese Objekte im Spektroskop weiter zu 
beobachten. Er konnte sie selbst dann noch weiter 
verfolgen, als die Sonne bereits wieder gänzlich hinter 
dem Monde zum Vorschein kam und die Finsternis 
wieder vorüber war. Die Gebilde konnten also im 
Spektroskop jederzeit beobachtet werden, wenn nur 
die Luft klar genug war und die Sonne hoch am 
Himmel stand. 

Durch ein eigentümliches Zusammentreffen wurde 
unabhängig hiervon ohne vorangegangene Finsternis 
dieselbe Entdeckung in London gemacht. Als Janssen 
nach Indien reiste, trat gerade Norman Lockyer in 
England als ein enthusiastischer Spektroskopiker in 



— 150 — 

den Vordergrund. Er war mit Huggins zu der An- 
sicht gekommen, daß die Hitze in der Nachbarschaft 
der Sonne so intensiv sein müsse, daß jede Materie, 
die dort existiert, also vor allem die Protuberanzen, 
wahrscheinlich Gasform haben und daher im Spektrum 
helle Linien aufweisen müßten. Beide Forscher ver- 
suchten die Protuberanzen auf diese Weise zu Gesicht 
zu bekommen; aber erst am 20. Oktober, 2 Monate 
nach der indischen Finsternis, glückte es Lockyer ein 
Instrument von genügender Stärke und Dispersion zu 
erhalten, und da zeigte es sich bei der ersten günstigen 
Gelegenheit, daß die Protuberanzen im Spektroskop 
tatsächlich auch ohne Finsternis sichtbar waren. Durch 
ein eigentümliches Zusammentreffen kamen Janssens 
Bericht über die Finsternis und Lockyers Mitteilung 
von der eigenen Entdeckung zu gleicher Zeit zur 
Kenntnis der französischen Akademie der Wissen- 
schaften, die daraufhin eine Erinnerungsmedaille prägen 
ließ, auf der die Porträts von Lockyer und Janssen 
nebeneinander sichtbar sind. Seit 1868 können nun 
Spektroskopiker der ganzen Welt Tag für Tag Pro- 
tuberanzen beobachten und aufzeichnen. 

Den Glanzpunkt einer totalen Sonnenfinsternis 
bietet unstreitig die Korona. Das genaue Wesen 
dieser Erscheinung ist noch völlig rätselhaft. Vor 
Anwendung der Photographie in der Astronomie war 
ihre genauere Struktur unbekannt. Sie wurde von 
den Beobachtern als ein mattes Licht beschrieben, das 
die Sonne zur Zeit der Totalität umgibt; als sie aber 
photographiert und sorgfältig untersucht wurde, stellte 
sie sich als ein Gebilde von streifiger, haarähnlicher 
Struktur heraus, wie man es auch auf dem Titelbild 
erkennen kann. Für gewöhnlich erstreckt sie sich in 



— 151 — 

der Nähe des Sonnenäquators am weitesten in den Welt- 
raum hinaus und zeigt die geringste Ausdehnung 
an den Polen. An einigen Stellen des Sonnen- 
randes, zur Zeit der Fleckenminima in der Nähe 
der Pole, zur Zeit der Maxima in der Nähe des 
Sonnenäquators, hat die Korona merkwürdigerweise 
die Form der bekannten Figuren, die entstehen, wenn 
Eisenfeilspäne über einem Magneten auf Papier zer- 
streut werden. Es ist daher sehr wahrscheinlich, daß 
die jeweilige Struktur der Korona in irgend einer Weise 
mit magnetischen Kräften zusammenhängt. Bei der 
Beschreibung der Sonne erwähnten wir die viel inten- 
sivere Fleckentätigkeit nördlich und südlich vom Sonnen- 
äquator. Es scheint jetzt, daß die Kräfte, welche 
die Form der Korona erzeugen, dort am stärksten 
auftreten, wo auch die Sonnenfleckentätigkeit am 
größten ist. 

Es ist wahrscheinlich, daß die Korona aus einer 
Materie gebildet wird, die von der Sonne emporge- 
schleudert und durch eine abstoßende Kraft am Zu- 
rücksinken gehindert wird. Dieser „Stoßkraft des 
Lichtes" ist weiter unten ein besonderes Kapitel ge- 
widmet. Die Strahlen der Korona haben übrigens eine 
merkwürdige Ähnlichkeit mit Kometenschw^eifen , die 
ja in der Regel gleichfalls von der Sonne weggerich- 
tet sind. 

Sehr wichtig ist die Frage, ob die Korona in 
reflektiertem oder in eigenem Lichte leuchtet, welch 
letzteres dann der hohen Temperatur in so großer 
Nähe der Sonne zuzuschreiben wäre. Ohne Zweifel 
ist beides der Fall: Das Licht der Korona ist teils 
reflektiertes Sonnenlicht, teils strahlt es vt)n glühenden 
Gasen aus; aber das Verhältnis beider Lichtarten zu 



— 152 — 

einander ist noch nicht bekannt. Tatsache ist nur, 
daß das Spektrum einige helle Linien zeigt, und diese 
lassen sich allein auf eigenes Licht der Koronamaterie 
zurückführen. Einige Beobachter glaubten auch bereits 
dunkle Linien im Koronaspektrum gesehen zu haben; 
indessen ist diese Wahrnehmung anderweitig nicht 
bestätigt worden. Im großen und ganzen scheint so- 
mit die Wahrscheinlichkeit dafür zu sprechen, daß die 
Korona in der Hauptsache eigenes Licht ausstrahlt. 



Vierter Teil. 

DIE PLANETEN UND IHRE TRABANTEN. 



1. Die Bahnen und gegenseitigen Stellungen der Planeten. 

Die Bahnen, in denen die Planeten um ihr 
Zentralgestim kreisen, sind Ellipsen oder leicht ab- 
geplattete Kreise. Ihre Abplattung ist indessen so 
gering, daß das Auge sie ohne Messung gar nicht 
"bemerken würde. Die Sonne steht genau genommen 
nicht im Mittelpunkte der Ellipsen, sondern in einem 
Brennpunkte derselben; bei einigen Planeten liegt dieser 
Brennpunkt ihrer Bahn sogar so weit von der Mitte 
entfernt, daß das Auge die exzentrische Lage der 
Sonne sofort erkennen würde. Diese Verschiebung 
■der Sonnenstellung aus dem Mittelpunkte gibt das 
Maß für die Exzentrizität der Ellipse, die viel größer 
ist als die Abplattung. Bei Merkur, der eine sehr 
exzentrische Bahn hat, ist die Abplattung z. B. nur 
Vso» d- h., wenn wir den größten Durchmesser der 
Bahn durch 50 cm darstellen, so wird der kleinste 
Durchmesser durch 49 cm wiederzugeben sein. Da- 
gegen würde in dem Modell die Entfernung der Sonne 
vom Mittelpunkte dieser fast kreisförmigen Ellipse volle 
10 cm betragen. 



— 154 — 

Um diese Verhältnisse genauer zu erläutern, geben 
wir hier eine Zeichnung der Bahnen der inneren Pla- 
netengruppe, die ziemlich genau ihre Form und Lage 
zeigt. Ein kurzer Blick auf die Skizze genügt, um zu 
erkennen, daß die Planetenbahnen an einzelnen Stellen 
einander viel näher rücken als an anderen. 



Mars 




^"^g- 33- Bahnen der vier inneren Planeten. 



Bei der Berechnung und Voraussage der verschie- 
denen, wahren wie scheinbaren, Konstellationen und Be- 
wegungen der Planeten wird eine Anzahl technischer 
Ausdrücke gebraucht, die wir zunächst erklären wollen. 

Als untere Planeten werden jene Wandelsterne 
bezeichnet, deren Bahnen innerhalb der Erdbahn liegen 
Diese Gruppe umfaßt nur Merkur und Venus. 



— 155 — 

Obere Planeten heißen diejenigen, deren Bahnen 
außerhalb der Erdbahn liegen: diese Gruppe umfaBt 
Mars, die kleinen Planeten oder Asteroiden, Jupiter, 
Saturn, Uranus und Neptun. 

Wenn ein Planet die Sonne zu passieren scheint, 
somit gewissermaßen dicht neben ihr gesehen wird, 
so sagen wir, er ist in Konjunktion mit der Sonne» 
Eine untere Konjunktion findet statt, wenn der Planet 
zwischen Sonne und Erde, eine obere, wenn der Planet 
jenseits der Sonne steht. 

Ein unterer Planet weist beide Arten von Kon- 
junktionen auf, dagegen zeigt eine kurze Überlegung, 
daß ein oberer Planet niemals in unterer, sondern nur 
in oberer Konjunktion stehen kann. 

Ein Planet steht in Opposition, wenn er in einer 
der Sonne entgegengesetzten Richtung zu finden ist. 
Er geht dann bei Sonnenuntergang auf und bei Sonnen- 
aufgang unter. Ein unterer Planet kann nie in Oppo- 
sition stehen. 

Das Perihel einer Bahn ist der Punkt derselben, 
in dem der Planet der Sonne am nächsten steht; das 
Aphel ist der von der Sonne am weitesten entfernte 
Punkt der Bahn. 

Die unteren Planeten, Merkur und Venus, voll- 
enden ihren Umlauf so, daß sie für einen irdischen 
Beobachter von einer Seite der Sonne zur anderen 
periodisch hin und her schwingen. Ihr scheinbarer 
Winkelabstand von der Sonne zu irgend einer Zeit 
heißt ihre Elongation. 

Die größte ' Elongation des Merkur beträgt un- 
gefähr 23 Grad, manchmal mehr, manchmal weniger, 
wegen der großen Exzentrizität der Bahn dieses 
Planeten; die Venus entfernt sich in den größten 



- «56 - 

Elongationen durchschnittlich bis auf 45 Grad von der 
Sonne. 

Wenn die Elongation eines dieser Planeten öst- 
lich ist, wenn er also links von der Sonne steht, 
können wir ihn im Westen nach Sonnenuntergang 
sehen; wenn er westlich, also rechts von der Sonne 
steht, sehen wir ihn im Osten am Morgenhimmel; da 
keiner von beiden jemals in größerer als der eben ge- 
nannten Entfernung von der Sonne stehen kann, so 
folgt daraus, daß ein Gestirn, das des Abends im Osten 
oder des Morgens im Westen gesehen wird, weder 
Merkur noch Venus sein kann. 

Nicht zwei Planetenbahnen unserers Sonnensystems 
liegen genau in derselben Ebene. Das heißt, wenn 
wir irgend eine Bahn als horizontal betrachten, so 
werden alle anderen um kleine Beträge nach der einen 
oder anderen Seite abweichen. Die Astronomen haben 
sich daran gewöhnt, die Erdbahn, die Ekliptik, als die 
Normalebene zu betrachten. 

Da jede Planetenbahn die Sonne zum Mittelpunkte 
hat, so hat sie zwei einander gegenüberliegende Punkte, 
die gleichzeitig auch in der Erdbahn liegen; es sind 
dies die Punkte, in denen die Planetenbahn die Ebene 
der Ekliptik schneidet. Sie werden Knoten genannt. 

Der Winkel, unter dem eine Bahn die Ebene der 
Ekliptik schneidet, heißt ihre Neigung. Unter den 
großen Planeten hat die Bahn des Merkur die größte 
Neigung, nämlich 7,0 Grad. Die Bahn der Venus ist 
um 3,4 Grad geneigt, diejenige aller oberen Planeten 
um einen noch geringeren Betrag. Die Neigungen 
schwanken hier zwischen 0,8 Grad bei Uranus und 
2,5 Grad bei Saturn. 



157 — 



2. Die Entfernung der Planeten von der Sonne. 

Wenn wir von Neptun absehen, so folgen die 
Planeten einander nach einem scheinbaren Gesetz, das 
als Titius-Bodesche Reihe bekannt ist. Nehmen wir 
die Zahlen o, 3, 6, 12 usw., indem wir jede folgende 
Zahl verdoppeln, und fügen wir jeder ZaJil 4 hinzu, so 
erhalten wir, von Neptun abgesehen, ziemlich genau 
die relativen Entfernungen aller Planeten. Wir haben also: 



Merkur. . o-|-4 4 


Wirkl. Entf. 


— 4 




Venus . . 3 -|- 4 7 






— 7 




Erde . . 6-|-4 10 






10 




Mars . . 1 2 -f- 4 16 






— 15 




Asteroiden 2 4 -[- 4 28 






20- 


-40 


Jupiter . . 48 + 4—52 






— 52 




Saturn . . 96 -[-4 100 






— 95 




Uranus. . 192-I-4 196 






— T 192 




Neptun. . 3844-4 — 388 






— 301 





Bei den Zahlenwerten für diese Entfernungen ist 
zu bemerken, daß die Astronomen meist keine irdischen 
Maße wie Meilen, Kilometer usw. zum Ausdrucke der 
Entfernungen zwischen zwei Himmelskörpern ge- 
brauchen. Es geschieht dies aus zwei Gründen. Erstens 
sind die irdischen Maße zu klein; ihre Anwendung auf 
den Weltenraum würde dasselbe bedeuten, als wenn 
man die Entfernung zwischen zwei Städten nach Zenti- 
metern messen wollte. Zweitens lassen sich Abstände 
zweier Himmelskörper nicht mit der gleichen Genauig- 
keit bestimmen, wie Distanzen auf der Erde. Setzen 
wir dagegen die Distanz der Sonne von der Erde 
als Maßeinheit fest, so können wir die Entfernungen 
der anderen Planeten durch verhältnismäßig kleine, 



- 158 - 

übersichtliche Zahlen nach diesem Maßsystem angeben. 
Da oben als Entfernung der Erde von der Sonne die 
Zahl lo angesetzt ist, so brauchen wir, um die Ent- 
fernungen der übrigen Planeten von der Sonne nach 
astronomischem Maß zu erhalten, nur die Endzahlen der 
oben aufgestellten Reihe durch lo zu dividieren oder 
mit anderen Worten um je eine Stelle von rechts ein 
Dezimalkomma einzufügen. Wir haben in der obigen 
Zahlenreihe die Aufmerksamkeit des Lesers nicht durch 
Anwendung unnötiger Dezimalstellen ablenken wollen, 
und haben daher mit ganzen Zahlen gerechnet. In 
Wirklichkeit ist z. B. die Entfernung des Merkur 0,387; 
wir nannten sie kurz 0,4 und mutiplizierten diese Zahl 
mit 10, um für die Titius-Bodesche Reihe ganze Zahlen 
zu bekommen. 

3. Die Keplerschen Gesetze. 

Während das Fortschreiten der Planetenentfernun- 
gen nach der Titius-Bodeschen Reihe nur ein zufälliges, 
bei Neptun bereits versagendes Zahlenspiel darstellt, 
erfolgen die Bewegungen der Planeten in ihren Bahnen 
nach bestimmten strengen Gesetzen, die zum ersten 
Male von Kepler ausgesprochen worden sind und da- 
her Keplersche Gesetze genannt werden. 

Das erste derselben ist schon erwähnt worden. 
Es besagt, daß die Bahnen der Planeten durchweg 
Ellipsen sind, in deren einem Brennpunkt die Sonne 
steht. 

Das zweite Gesetz besagt, daß je näher ein Planet 
der Sonne steht, er um so schneller sich in seiner 
Bahn bewegt. Genauer sagt es aus, daß die Fläche, 
den die Verbindungslinie Sonne — Planet oder der so- 



— 159 — 

• 

genannte Radiusvektor bestreicht, für gleichie Zeiten 
in allen Teilen der Bahn der gleiche ist. 

Das dritte Gesetz sagt uns, daß die Kubikzahlen 
der mittleren Entfernungen zweier Planeten von der 
Sonne sich verhalten, wie die Quadrate ihrer Umlaufs- 
zeiten. Nehmen wir beispielsweise an, daß ein Planet 
viermal weiter von der Sonne entfernt ist, als ein 
änderer, so gebraucht er achtmal so viel Zeit zu seinem 
Umlauf. Diese Zahl erhält man, wenn man die Kubik- 
zahl von 4 bildet, was 64 gibt, und hieraus die Quadrat- 
wurzel zieht, was eben 8 ergibt. 

Da die Maßeinheit, die der Astronom anwendet, 
um Enfernungen im vSonnensystem auszudrücken, gleich 
der mittleren Entfernung der Erde von der Sonne ist, 
so ergeben sich die mittleren Entfernungen der unte- 
ren Planeten in diesem Maß als Dezimalbrüche, während 
diejenigen der oberen Planeten zwischen 1,5 bei Mars 
und 30 bei Neptun schwanken. Wenn wir die Kubik- 
zahl dieser Entfernungen bilden, und aus dieser wieder 
die Quadratwurzeln ausziehen, so erhalten wir die Um- 
laufzeiten der Planeten in Jahren. 

Die äußeren Planeten gebrauchen längere Zeit 
zur Vollendung ihrer Bahn nicht nur deshalb, weil sie 
einen weiteren Weg zurückzulegen haben, sondern 
weil sie sich wirklich auch langsamer bewegen. In 
dem Fall, den wir vorhin angenommen haben, wobei 
der entferntere Planet viermal so weit von der Sonne 
entfernt war, als der nähere, zeigt es sich, daß der 
äußere Planet sich nur halb so rasch bewegt. Da 
aber seine Bahn viermal so groß ist, als die Bahn des 
näheren Planeten, so braucht er achtmal so viel Zeit 
wie dieser, um einmal um die Sonne herumzukommen. 
Die Geschwindigkeit in der Bahn beträgt bei der Erde 



— i6o — 

ungefähr 30 km, bei dem äußersten Planeten, dem 
Neptun, nur noch 5Y2 km in der Sekunde. Da aber 
seine Bahn 30 mal so lang ist, als die Peripherie der 
Erdbahn, so braucht er fast 165 Jahre zu einem vollen 
Umlauf um die Sonne. 

4. Merkur. 

Wir wollen jetzt die großen Planeten der Reihe 
nach und zwar nach ihren Entfernungen von der 
Sonne besprechen und dabei angeben, was bis jetzt 
über diese Himmelskörper bekannt ist. Der erste 
Planet, der zu nennen wäre, ist Merkur. Er steht 
nicht nur der Sonne am nächsten, sondern er ist auch 
weitaus der kleinste von den acht großen Planeten, 
so klein, daß man ihn kaum zu den großen Planeten 
zählen würde, wenn seine Stellung nicht dazu zwingen 
würde. Sein Durchmesser ist ungefähr um ^4 größer, 
als derjenige des Mondes, und da das Volumen zweier 
Körper sich verhält, wie die Kubikzahlen ihrer Durch- 
messer, so ist sein Rauminhalt ungefähr zweimal so 
groß, wie das Volumen des Mondes. 

Unter den Planetenbahnen hat die Merkurbahn 
die weitaus größte Exzentrizität, obwohl sie in dieser 
Hinsicht von einigen kleinen Planeten, wie wir später 
sehen werden, noch übertroffen wird. Infolgedessen 
schwankt seine Entfernung von der Sonne zwischen 
weiten Grenzen. In seinem Perihel ist er 46 Millionen 
Kilometer, in seinem Aphel 69 Millionen Kilometer 
von der Sonne entfernt Er vollendet einen Umlauf 
um die Sonne in etwas weniger als 3 Monaten, ge- 
nauer in 88 Tagen, so daß er in einem Jahre mehr 
als viermal seine Bahn zurücklegt. Die Erscheinun- 



— i6i — 

gen, die der Planet bei dieser Gelegenheit einem Beob- 
achter auf der Erde bietet, sind aus Fig. 34 ersichtlich. 
Wenn die Erde bei E und Merkur bei M steht, 
so ist Merkur gerade in unterer Konjunktion mit der 
Sonne. Nach Ablauf von drei Monaten wird er zum 
Punkte M zurückgekehrt sein, aber noch nicht in 
Konjunktion stehen, weil die Erde sich in der Zwischen- 



^'i^^^^^'^^^^ 




Fig. 34. Untere Konjunktionen des Merkur mit der Sonne. 



zeit in ihrer Bahn vorwärts bewegt hat. Erst wenn 
die Erde den Punkt F erreicht, wird Merkur, der 
nun am Punkte N eingetroffen ist, wieder in unterer 
Konjunktion stehen. Diese Zeit von einer unteren 
Konjunktion zur nächstfolgenden wird synodischer 
Umlauf eines Planeten genannt. Bei Merkur ist dieser 
synodische Umlauf etwas weniger als ^/g des wirk- 
lichen Umlaufes, d. h. der Bogen MN ist etwas we- 
niger als der dritte Teil des vollen Kreises. 



Newcomb, Astronomie. 



11 



— l62 — 

Nun wollen wir annehmen, daß Merkur, anstatt 
bei M zu stehen, sich (Figur 35) nahe am höchsten 
Punkt seiner Bahn bei A befindet Er wird dann 
von der Erde aus in größter Winkelentfernung von 
der Sonne stehen, oder wissenschaftlich ausgedrückt, sich 
in seiner größten östlichen Elongation befinden. Da 
isr östlich von der Sonne am Abendhimmel steht, wird 
er ^4 bis I ^2 Stunden nach der Sonne untergehen. 
Es ist dies die beste Beobachtungszeit für den Planeten, 
und wenn der Himmel klar ist, so ist es dann ein 




Fig. 35. Elongationen des Merkur. 

Leichtes, ihnN in der Dämmerung mit bloßem Auge 
nach Sonnenuntergang aufzufinden. In der entgegen- 
gesetzten Elongation bei C steht er westlich von der 
Sonne; er geht dann vor der Sonne auf und ist nur 
in der Morgendämmerung am Osthimmel zu sehen. 



Oberfläche und Rotation des Merkur. 

Die beste Zeit für eine teleskopische Beobachtung 
des Merkur sind die späten Nachmittagstunden, wenn 
er nahe seiner östlichen Elongation steht, und die Zeit 
kurz nach Sonnenaufgang, wenn er vor der Sonne 



— i63 — 

aufgeht und sich in der westlichen Elongation befindet. 
-Steht er beispielsweise östlich von der Sonne, so kann 
er etwa von Mittag an zu jeder Zeit im Fernrohr auf- 
gefunden werden, aber wegen der Unruhe der Luft 
ist dann in der Regel noch keine gute Beobachtung 
zu erlangen. Am späteren Nachmittag wird die Luft 
ruhiger, sodaß die Bedingungen schon günstiger 
werden. Nach Sonnenuntergang sehen wir ihn da- 
gegen durch die Dunstschicht des Horizontes hindurch, 
sodaß die Unruhe der Bilder schon wieder zuzunehmen be- 
ginnt. Diese Umstände bringen es mit sich, daß Merkur 
von allen Planeten am schwierigsten zu beobachten ist, 
und daß die Beobachter bezüglich ihrer Wahrnehmungen 
auf der Oberfläche dieses Planeten untereinander sehr 
abweichen. 

Der erste, der Details auf seiner Oberfläche zu 
sehen glaubte, war Schröter in Lilienthal. Als Merkur 
die Form einer Sichel zeigte, erschien ihm das südliche 
Hörn von Zeit zu Zeit abgestumpft. Er schrieb dies 
■dem Schatten eines hohen Berges zu, und aus den 
Beobachtungen der Zwischenzeiten zwischen dem Auf- 
treten dieser Abstumpfung schloß er, daß der Planet 
sich in 24 Stunden 5 Minuten um seine Achse drehe. 
William Herschel jedoch, der zu gleicher Zeit mit viel 
stärkeren Instrumenten den Planeten beobachtete, 
konnte Schröters Wahrnehmungen nicht bestätigen. 

Bis vor kurzem stimmten alle Beobachter mit 
Herschel darin überein, daß sich für Merkur keine Rota- 
tionszeit genau angeben lasse. Erst vor einigen Jahren be- 
merkte Schiaparelli, der unter dem klaren norditalie- 
nischen Himmel mit einem guten Fernrohr beobachtete, 
daß das Aussehen des Planeten Tag für Tag unverändert 

war. Daraus schloß er, daß derselbe der Sonne immer 

11* 



— 164 — 

dieselbe Seite zukehre, so wie der Mond der Erde 
stets dieselbe Seite zukehrt. Wegen der mit der Be- 
obachtung verknüpften Schwierigkeiten kann aber auch 
dieses Ergebnis noch nicht als ganz sicher gelten, und 
alles, was ein vorsichtiger Astronom heute aussagen 
kann, ist, daß wir bis jetzt noch nichts Bestimmtes 
über eine Rotation des Merkur um seine Achse wissen. 

Infolge seiner wechselnden Stellung zur Sonne 
zeigt Merkur Phasen wie der Mond. Ihr Aussehen 
richtet sich danach, wieviel wir von der Erde aus von 
seiner beleuchteten Hälfte gerade überblicken können, 
denn der Teil des Planeten, welcher der Sonne nicht 
zugekehrt ist, bleibt uns naturgemäß unsichtbar. Bei 
der oberen Konjunktion ist die beleuchtete Seite uns 
zugekehrt und der Planet sieht rund aus wie der Voll- 
mond. Während er sich über seine östliche Elongation 
zur unteren Konjunktion, hinbewegt, kehrt er der Erde 
immer mehr und mehr seine dunkle Hemisphäre zu, 
während sein erleuchteter Teil von der Erde aus immer 
mehr unsichtbar wird. Dieser Nachteil wird jedoch 
insofern wieder ausgeglichen, als der Planet in dieser 
Stellung der Erde immer näher kommt und somit 
günstiger für die Beobachtung wird. Die scheinbare 
Form und Größe des Merkur in den verschiedenen 
Zeiten seines synodischen Umlaufs erfährt eine Reihe 
von Veränderungen, die ganz analog denen erscheinen, 
die im nächsten Kapitel bei Besprechung des Planeten 
Venus in Figur 36 dargestellt sind. 

Auch bezüglich der Existenz einer Merkuratmo- 
sphäre herrscht keine ungeteilte Ansicht unter den 
Astronomen. Die überwiegende Mehrzahl spricht sich 
wohl heute in negativem Sinne aus. So viel scheint 
sicher, daß wenn eine Merkuratmosphäre existiert, sie 



- i65 - 

ZU dünn ist, um das Sonnenlicht so zu reflektieren, 
wie die Atmosphäre der Erde. 

Durchgänge des Merkur. 

Es ist wohl leicht verständlich, daß, wenn ein 
unterer Planet in derselben Ebene wie die Erde sich 
um die Sonne bewegte, wir ihn bei jeder unteren 
Konjunktion vor der Sonnenscheibe vorbeiziehen sehen 
müßten. Aber wie erwähnt bewegen sich nicht zwei 
Planeten in derselben Ebene, und gerade die Bahn 
des Merkur hat unter den großen Planeten die größte 
Neigung gegenüber der Erdbahn. Infolgedessen geht 
der Planet bei seiner unteren Konjunktion gewöhn- 
lich nördlich oder südlich in kleinerer oder größerer 
Entfernung an der Sonne vorbei. Wenn er aber zu 
dieser Zeit gerade nahe bei einem seiner Knoten steht, 
so kann man ihn als runden schwarzen Fleck über 
die Sonnenscheibe ziehen sehen. Man nennt diese Er- 
scheinung einen Durchgang des Merkur. Solche 
Durchgänge kehren in Perioden von 46 Jahren wieder, 
und zwar treten innerhalb dieser Periode 4 Durch- 
gänge im November und 2 im Mai auf. Sie werden 
von den Astronomen mit besonderem Interesse be- 
obachtet, da es möglich ist, aus ihnen mit großer Ge- 
nauigkeit die Zeitpunkte zu ermitteln, in denen der 
Planet vor die Sonnenscheibe tritt und sie wieder ver- 
läßt. Aus diesen Zeiten lassen sich dann wertvolle 
Schlüsse bezüglich der genauen Gesetze der Bewegung 
des Planeten ziehen. 

Die erste Beobachtung eines Merkurdurchgangs 
gelang Gassendi am 7. November 1631. Diese Be- 
obachtung hat indessen keinen wissenschaftlichen Wert, 
da Gassendis Instrumente zu unvollkommen waren. 



— i66 — 

Eine etwas bessere, aber ebenfalls noch nicht brauch- 
bare Beobachtung wurde durch Halley 1677 während 
seines Aufenthalts auf der Insel St. Helena angestellt. 
Seit dieser Zeit sind die Durchgänge mit ziemlicher 
Regelmäßigkeit beobachtet worden. 

In der folgenden Liste sind die Durchgänge ge- 
mannt, die in den nächsten 50 Jahren sichtbar sein 
werden, zugleich unter Angabe der Gegenden der 
Erde, in denen sie beobachtet werden können. 

1907 November 14. Sichtbar in Europa und im Osten 

von Nordamerika. 
19 14 November 7. Sichtbar in denselben Gegenden. 
1924 Mai 7. Der Anfang wird an der West- 

küste von Nordamerika, der ganze 
Durchgang nur auf dem großen 
Ozean und im östlichen Asien 
sichtbar sein. 
1927 November 10. Sichtbar in Asien und im öst- 
lichen Europa. 
J937 Mai II. Merkur wird den südlichen Rand 

der Sonne streifen. Die Er- 
scheinung wird nur in Europa 
und im atlantischen Ozean sicht- 
bar sein. 
1940 November II. Sichtbar im westlichen Teil von 

Nordamerika. 
1953 November 14. Sichtbar in Nordamerika. 
Die Beobachtung der Merkurdurchgänge hat eine 
überraschende Tatsache ergeben. Die Bahn dieses 
Planeten ändert langsam ihre Lage insofern, als ihr 
Perihel um ungefähr 43 Sekunden im Jahrhundert weiter 
vorrückt, als es infolge der Anziehung aller bekannten 
Planeten geschehen sollte. Diese Abweichung entdeckte 



— löy — 

um 1845 Leverrier; der durch Voraussage des Ortes 
des Neptun, noch bevor dieser Planet von irgend 
jemand in einem Fernrohr bemerkt worden war, be- 
kannt ist Leverrier schrieb die erwähnte Perihel- 
bewegung der Anziehung eines Planeten Vulkan 
oder einer Gruppe von Planeten zwischen Merkur und 
Sonne zu. Diese Annahme bewog die Gelehrten, 
nach dem vermuteten Planeten Ausschau zu halten. 
Um 1860 glaubte ein französischer Landarzt, der ein 
kleines Fernrohr besaß, diesen hypothetischen Planeten 
vor der Sonnenscheibe tatsächlich vorüberziehen zu 
sehen, doch ließ sich bald ein offenbarer Irrtum bei 
dieser Beobachtung nachweisen. Ein anderer Astronom 
von größerer Erfahrung, der an demselben Tage die 
Sonne betrachtete, sah auf ihrer Oberfläche nichts 
weiter als einen gewöhnlichen Fleck ; dieser hatte wahr- 
scheinlich den Arzt irregeleitet. Nunmehr ist seit etwa 
einem halben Jahrhundert die Sonne auf verschiedenen 
Stationen Tag für Tag aufmerksam beobachtet und 
photographiert worden, ohne daß wieder etwas Ver- 
dächtiges vor ihrer Scheibe gesehen worden wäre. 

Es ist jedoch immerhin möglich, daß Weltkörper, 
die so winzig sind, daß sie der Beobachtung entgehen, 
•öfters über die Sonnenscheibe ziehen. Außerhalb der 
Sonnenscheibe würden unter gewöhnlichen Umständen 
diese winzigen Körper naturgemäß nicht sichtbar sein, 
da die Sonne sie sicher gänzlich überstrahlt. Während 
•einer totalen Sonnenfinsternis jedoch, wenn die Sonnen- 
strahlen durch den Mond abgeblendet werden, besteht 
wohl die Möglichkeit, solche kleinen sonnennahen 
Körper zu sehen, und tatsächlich wird bei diesen 
Gelegenheiten von den Beobachtern nach ihnen ge- 
bucht. 



— i68 — 

Während der Finsternis von 1878 glaubten Watson 
und Swift, beides fähige und erfahrene Beobachter, wirk- 
lieh einige verdächtige Objekte entdeckt zu haben. Eine 
kritische Untersuchung ließ jedoch keinen Zweifel dar- 
über, daß das, was Watson sah, ein Paar Fixsterne 
waren, die immer an der betreffenden Stelle des Him- 
mels stehen. Was die Beobachtungen von Swift an- 
betrifft, so ist eigentlich nie bestimmt dargelegt worden^ 
was er gesehen hat, da er nicht imstande war, die 
Stellung der betreffenden Objekte so genau anzugeben^ 
daß man aus seinen Angaben hätte positive Schlüsse 
ziehen können* 

Trotz aller Mißerfolge haben die Beobachter die 
Suche nach diesen vermuteten Planeten während mehre- 
rer totaler Sonnenfinsternisse wiederholt. Der Verfasser 
suchte u. a. während der Finsternisse von 1869 und 
1878 die Sonnenumgebung mit einem kleinen Fernrohr 
ab, aber gleichfalls ohne Erfolg. Vor einigen Jahren 
wurde zur Lösung der Frage zuerst die Hilfe der Photo- 
graphie in Anspruch genommen, und zwar durch Picke- 
ring und Campbell während der Finsternisse von 190a 
und 1901. Campbeils Resultate während der letzten 
Finsternis waren in mancher Hinsicht für die ganze An- 
gelegenheit entscheidend. Mit seinem photographischen 
Fernrohr wurden einige 50 Sterne photog^aphiert, einige 
fast von der 8. Größenklasse, aber sie stellten sich alle 
als bekannte Fixsterne heraus. Es scheint daher sicher, 
daß es keinen intramerkuriellen Planeten gibt, der heller 
als 8. Größe ist. Nun müßte man Hunderrte solcher Pla- 
neten annehmen, um die beobachtete Bewegung des 
Merkurperihels zu erklären, und andererseits würde eine 
so große Zahl dieser Körper einen viel stärkeren Glanz 



— 169 — 

des Himmels in der Nähe der Sonne verursachen, als 
tatsächlich beobachtet wird. 

Aber selbst wenn zwischen Merkur uud Sonne 
sich noch ein Planet bewegte, so würde die Schwierig- 
keit doch noch nicht gänzlich beseitigt sein. Ein solcher 
Körper müßte dann bei Merkur oder bei Venus oder 
bei beiden Planeten auch eine kleine Änderung in der 
Lage der Knoten verursachen, was durch die Beob- 
achtung nicht bestätigt wird. 

Als abschließendes Resultat läßt sich somit fast 
mit Sicherheit angeben, daß die Bewegung des Merkur- 
perihels nicht durch einen oder mehrere intramerku- 
rielle Planeten hervorgebracht wird. Die neueste Hypo- 
these geht dahin, daß das Newtonsche Gesetz der 
allgemeinen Anziehung nicht ganz streng ist. Durch 
eine Änderung desselben würde sich die wirklich beob- 
achtete Merkurbewegung besser darstellen lassen, doch 
bedarf die ganze Frage noch einer weiteren Unter- 
suchung. 

5. Die Venus. 

Von allen Sternen am Himmel ist der Planet Venus 
der glänzendste, und Sonne und Mond sind die einzigen 
Gestirne, die ihn an Lichtstärke übertreffen. An klaren 
und mondscheinlosen Abenden kann man die Venus so- 
gar einen Schatten werfen sehen. Wenn ein Beobachter 
genau weiß, wo er sie zu suchen hat, so kann er sie 
selbst am Tage erblicken, wenn sie nur hoch genug 
steht und die Sonne nicht in unmittelbarer Nachbar- 
schaft ist. Wenn der Planet östlich von der Sonne 
steht, so kann er schon vor ihrem Untergang am West- 
himmel gefunden werden; er sieht dann wie ein kleines 



— 170 — 

Lichtpünktchen aus, dessen Glanz sich in dem Maße 
steigert, als das Tageslicht abnimmt. Steht die Venus 
westlich von der Sonne, so geht sie des Morgens vor 
der Sonne auf und ist dann im Osten sichtbar. Nach 
dieser wechselnden Stellung ist der Planet auch Abend- 
bezw. Morgenstern benannt worden. Die Alten nannten 
ihn Hesperus, um ihn als Abendstern zu bezeichnen, 
und Phosphorus, wenn sie seine Stellung als Morgen- 
stern meinten. Es ist sogar möglich, daß sie Hesperus 
und Phosphorus für zwei verschiedene Himmelskörper 
hielten. 

Wenn man die Venus mit einem Fernrohr, selbst 
bei geringer Vergrößerung beobachtet, kann man 

o 




Fig. 36. Phasen der Venus in verschiedenen Punkten ihrer Bahn. 

ihre Phasen, ähnlich denjenigen des Mondes, erkennen. 
Sie wurden zuerst von Galilei bemerkt, als er sein erstes 
primitives Fernrohr auf die Venus richtete, und diese 
Tatsache lieferte ihm gewichtige Beweisgründe für die 
Richtigkeit des Köpern ikanischen Weltsystems. Nach 
damaligem Brauch veröffentlichte er seine Entdeckung 
in Form eines Anagramms, einer Buchstabenreihe, die 
in richtiger Zusammenstellung die Entdeckung den Fach- 
genossen mitteilen sollte. Ins Deutsche übersetzt lautete 
die Lösung des Anagramms: „Die Mutter der Liebe 
ahmt die Lichtgestalten der Cynthia nach". 

Was wir über die synodische Bewegung des Merkur 
gesagt haben, trifft im Wesentlichen auch bei Venus 



— 171 — 

zu und braucht daher nicht wiederholt zu werden. Die- 
scheinbare Größe des Planeten in den verschiedenen 
Teilen seiner synodischen Bcihn wird durch Figur 36 
erläutert. Während er sich von der oberen zur unteren 
Konjunktion bewegt, nimmt die scheinbare Größe des. 
Planeten andauernd zu, wenn wir auch seinen ganzen 
Umriß nicht sehen können. Der beleuchtete Bruchteil 
seiner Scheibe wird dabei aber fortwährend kleiner; 
in der größten Elongation erscheint Venus als Halb- 
mond, dann nimmt sie die Gestalt einer Sichel an, die 
schmäler und schmäler wird, je mehr sich der Planet 
der unteren Konjunktion nähert. In dieser letzteren 
Stellung selbst ist uns die unbeleuchtete Halbkugel 
zugekehrt, und der Planet ist daher unsichtbar. Im 
größten Glanz strahlt die Venus dann, wenn sie un- 
gefähr halbwegs zwischen unterer Konjunktion und 
größter östlicher, bezw. westlicher Elongation steht 
Sie geht dann ungefähr zwei Stunden nach der Sonne 
unter, oder zwei Stunden vor der Sonne auf, je nach- 
dem, sie gerade Abend- odier Morgenstern ist. 

Die Rotation der Venus. 

Die Frage nach der Umdrehung der Venus um 
ihre Achse interessiert die Astronomen schon seit Gali- 
leis Zeiten. Wegen des eigentümlichen blendenden 
Glanzes des Planeten ist es jedoch sehr schwer, Einzel- 
heiten auf ihm wahrzunehmen. Im Fernrohr hat man 
von der Venus fast den Eindruck, als wenn man auf 
eine polierte Metallkugel blickte. Nichtsdestoweniger 
haben verschiedene Beobachter auf ihrer Oberfläche 
helle und dunkle Stellen zu unterscheiden geglaubt. 
Schon sehr früh, um das Jahr 1667, schloß Cassini 
aus diesen mutmaßlichen Flecken, daß sich der Planet 



— 172 — 

in etwas weniger als 24 Stunden um seine Achse drehe. 
Während des folgenden Jahrhunderts veröffentlichte 
Bianchini, ein italienischer Beobachter, einen mit zahl- 
reichen Abbildungen ausgestatteten Bericht über die 
Rotation des Planeten. Gegenüber Cassini folgerte er 
aus seinen Beobachtungen, daß Venus mehr als 24 Tage 
gebraucht, um sich einmal um ihre Achse zu drehen. 
Cassinis Sohn verteidigte daraufhin seines Vaters Resultat, 
indem er zeigte, daß gerade Bianchinis Beobachtungen 
auch für eine Rotationszeit von weniger als 24 Stunden 
sprachen. Der italienische Beobachter sah die Flecken 
an aufeinanderfolgenden Abenden stets ein wenig weiter 
vorgeschritten und bestimmte die Rotation des Planeten 
nach dieser langsamen Verschiebung, ohne zu bemerken, 
daß inzwischen in den 24 Stunden außer der kleinen 
Verschiebung bereits eine ganze Umdrehung vollendet 
war. Nach Verlauf von 24 Tagen war Bianchini die- 
selbe Hemisphäre des Planeten erschienen, wie zu An- 
fang, in der Zwischenzeit hatten aber nach Cassinis An- 
sicht nicht eine, sondern 25 Umdrehungen stattgefunden. 
Schröter in Lilienthal versuchte die Rotationsfrage 
bei der Venus in gleicher Weise zu lösen, wie er es 
bei Merkur getan hatte. Er richtete seine Aufmerksam- 
keit besonders auf die Hörner der Venussichel, wenn 
der Planet nahezu zwischen Erde und Sonne stand. 
In bestimmten Zwischenzeiten erschien ihm auch hier 
ein Hörn abgestumpft. Er schrieb diese Erscheinung 
wieder dem Schatten eines hohen Gebirges zu und be- 
stimmte aus den Zwischenzeiten des Auftretens jener 
Abstumpfung die Rotationszeit der Venus zu 23 Stunden 
21 Minuten, während der jüngere Cassini aus seines 
Vaters Beobachtungen hierfür 23 Stunden 15 Minuten 
abgeleitet hatte. 



— 173 — 

j^ach Schröter beschäftigte sich Niemand mehr mit 
dem Problem der Venusrotation bis zmn Jahre 1832. Da 
zeigte De Vico in Rom an, daß er die von Bianchini 
auf der Venus entdeckten Flecke wieder gesehen habe. 
Er schloß aus ihrer Beobachtung in Übereinstimmung 
mit Schröter, daß der Planet in 23 Stunden 21 Minuten 
rotiere. 

Diese gute Übereinstimmung der Resultate von 
vier hervorragenden Forschern führte zur allgemeinen 
Annahme einer Umdrehungszeit von 23 Stunden 21 Min. 
für Venus. Manches sprach andererseits auch gegen 
dies Resultat. So konnte z. B. Herschel mit dem stärksten 
Fernrohr jener Zeit niemals irgendwelche beständigen 
Flecken auf der Venus erkennen. Wenn er irgend 
eine Schattierung auf der Oberfläche des Planeten 
zu erkennen glaubte, so verschwand dieselbe wieder 
so rasch, daß an eine Rotationsbestimmung nicht zu 
denken war. Herschels negatives Resultat ist auch 
weiterhin stets durch die große Mehrheit der Beobachter 
bestätigt worden. Eine ganz neue und überraschende 
Ansicht wurde vor wenigen Jahren von Schiaparelli 
bekannt gegeben. Schiaparelli behauptet, daß die Venus, 
genau ebenso wie Merkur, sich in derselben Zeit um 
ihre Achse und um die Sonne dreht; mit anderen Worten, 
Merkur und Venus kehren beide der Sonne stets die- 
selbe Seite zu, ebenso wie der Mond der Erde. Schiapa- 
relli gelangte zu diesem Schluß durch die Beobachtung 
einer Anzahl außerordentlich schwacher Flecken, die 
mehrere Tage hintereinander auf der südlichen Halb- 
kugel der Venus an der gleichen Stelle sichtbar waren. 
Er konnte den Planeten jeden Tag mehrere Stunden 
nacheinander beobachten, und die dabei wahrgenommene 
Beständigkeit der Flecken schloß die Annahme aus, 



— 174 — 

daß der Planet in etwas weniger als einem Tag eine 
Umdrehung \^ollenden könnte. Auch Lowell wurde 
durch sorgfältiges Studium der Oberfläche der Venus 
zu demselben Schlüsse geführt. 

Ganz neue Gesichtspunkte in dieser Frage ergab 
das Spektroskop. Es ist bereits dargelegt worden, 
wie mit diesem Instrument bestimmt werden kann, ob 
ein Himmelskörper sich auf uns zu oder von uns fort 
bewegt. Das Prinzip gilt für einen Planeten, der in 
reflektiertem Sonnenlichte glänzt, ebensogut wie für 
einen selbstleuchtenden Fixstern. Wenn ein Planet 
rotiert, so bewegt sich die eine Hälfte seiner Scheibe auf 
uns zu, die andere von uns fort. Durch den Vergleich 
der relativen Lage der dunklen Linien des Spektrums, 
das die beiden Ränder der Planetenscheibe zeigen, kann 
daher die Geschwindigkeit der Bewegung in bezug 
auf die Erde bestimmt werden. Auf diese Weise fand 
Belopolski in Pulkowo, daß der Planet in einer sehr 
schnellen Umdrehung begriffen sei. Die Beobachtung 
ist jedoch so schwierig und die Linien Verschiebung so 
gering, daß es auch auf diesem Wege nicht möglich 
war, zu einem ganz sicheren Resultat zu gelangen. 
Immerhin hat durch diese Beobachtung die kurze Um- 
drehungszeit der Venus sehr an Wahrscheinlichkeit 
gewonnen , trotz der gegenteiligen Wahrnehmungen 
Schiaparellis und Lowells. 

Gegen die Ansicht, daß die Venus sich um ihre 
Achse in derselben Zeit dreht, in der sie ihre Bahn 
um die Sonne vollendet, spricht ferner die Un Wahr- 
scheinlichkeit einer solchen Bewegung. Die gewichtigen 
Gründe für die Gleichheit der beiden Perioden, die beim 
Erdmond vorliegen, lassen sich nicht mit der gleichen 
Beweiskraft auf einen Planeten anwenden, der vom 



— 175 — 

Mittelpunkte seiner Bewegung so weit entfernt steht 
wie die Venus. Man müßte sonst noch voraussetzen, 
daß der Planet eine feste Masse besitzt, wie der Mond, 
und daß seine Achse gegen die Sonne gerichtet ist 
Neue Forschungen über die Atmosphäre des 
Planeten machen es übrigens, wie wir sehen werden, fast 
sicher, daß alle früheren und neueren Wahrnehmungen 
von festen Flecken auf der Venus auf unbewußten 
Täuschungen beruhen, wodurch auch die auf ihnen auf- 
gebauten Schlüsse in sich zusammenfallen. 

Die Atmosphäre der Venus. 

Es ist jetzt sicher festgestellt, daß die Venus von 
einer Atmosphäre umgeben wird, die wahrscheinlich 
dichter als diejenige der Erde ist. Ihr Vorhandensein 
wurde zuerst auf eine merkwürdige und interessante 
Weise während eines Venusdurchgangs vor der Sonnen- 
scheibe im Jahre 1769, zuletzt auch 1882 konstatiert. 
Als der Planet bereits etwas mehr als zur Hälfte vor 
der Sonnenscheibe stand, erschien sein äußerer Rand 
erleuchtet, wie die umstehende Figur 37 zeigt. Dieser 
Lichtring fing indessen nicht in der Mitte des äußeren 
Planeten randes an, wie es hätte sein müssen, wenn er 
durch regelmäßige, der irdischen ähnliche Strahlen- 
brechung verursacht worden wäre, sondern er begann 
an einer Stelle nahe an dem einen Ende des Bogens. 
Diese Erscheinung erklärte Russell in Princeton dadurch, 
daß die Atmosphäre der Venus so mit Dampf erfüllt 
sei, daß die Sonnenstrahlen sie nicht zu durchdringen 
vermögen, und daß das Licht, in dem der Planet er- 
strahlt, nicht von seiner Oberfläche reflektiert wird, 
sondern von einer beleuchteten Wolken- oder Dampf- 
schicht stammt, die in der Atmosphäre des Planeten 



— I7Ö - 

schwebt. Ist dies wirklich der Fall, so wird es kaum 
jemals möglich sein, daß irdische Astronomen den festen 
Kern des Planeten durch diese Wolken hindurch er- 
blicken. Die vorhin erwähnten, von einzehien Be- 
obachtern vermuteten Flecken können daher nur vor- 
übergehende Wolkengebilde gewesen sein. 

Um die Täuschungen näher zu beleuchten, denen 
das Auge selbst guter Beobachter unterworfen sein 
kann, wollen wir noch die Tatsache erwähnen, daß 




i durc 



mehrere Astronomen wiederholt die ganze Halbkugel 
der Venus zu sehen glaubten, wenn der Planet nahe 
seiner unteren Konjunktion als feine Sichel zu sehen 
war. Er bot dann die Erscheinung des Erdlichtes auf 
dem Monde dar, die jeder kennt, der unseren Tra- 
banten zu einer Zeit beobachtet, wenn er als schmale 
Sichel am Morgen- oder Abendhimmel erscheint. Beim 
Monde wissen wir, daß seine dunkle Halbkugel dann 
durch das von der Erde rertektierte 1 



le naiOKugei aann i 
rtc Sonnenhcht ^^^^ 



— 177 — 

leuchtet wird. Bei der Venus jedoch ist es ausge- 
schlossen, daß das Licht der Erde oder eines anderen 
Weltkörpers zur Erklärung einer solchen Erschei- 
nung herangezogen werden könnte. Die Erscheinung 
ist manchmal als eine Art Phosphoreszenz der dunklen 
Halbkugel der Venus gedeutet worden, sie ist aber 
wahrscheinlich auf eine optische Täuschung zurück- 
zuführen. Der Lichtschimmer ist nämlich gewöhnlich 
am Tage gesehen worden, wenn der Himmel so hell 
erleuchtet war, daß ein so schwaches Licht, wie es die 
Phosphoreszenz hervorbringt, völlig unsichtbar ge- 
blieben wäre. Welcher Ursache wir auch dieses Licht 
zuschreiben mögen, auf alle Fälle müßte es abends 
viel besser sichtbar sein, als am Tage, und schon die 
Tatsache, daß es in der Dunkelheit noch nicht bemerkt 
worden ist, scheint endgiltig gegen sein wirkliches 
Vorhandensein zu sprechen. 

Die ganze Erscheinung gibt ein neues Beispiel für 
ein wohlbekanntes psychologisches Gesetz, das besagt, 
daß unsere Fantasie stets geiieigf ist, den wahrge- 
nommenen Dingen Eigenschaften anzudichten, die wir 
sonst an ihnen zu sehen gewohnt sind. Die Erscheinung 
des Erdlichtes bei der Mondsichel ist uns so vertraut, 
daß beim Betrachten der Venus die aligemeine Ähn- 
lichkeit der Erscheinung uns auch hier dieses Erdlicht 
vortäuscht. 

Hat Venus einen Mond? 

Während der beiden letzten Jahrhunderte haben 
von Zeit zu Zeit Beobachter der Venus geglaubt, 
neben ihr einen Trabanten zu sehen. Die meisten 
mit g*uten Fernrohren ausgerüsteten Beobachter der 
neueren Zeit haben jedoch nichts neben dem Planeten 

Newcomb, Astronomie. 1^ 



- 178 - 

entdecken können, und man kann mit Bestimmtheit 
behaupten, daß Venus selbst in den stärksten Fern- 
rohren unserer Zeit keinen Mond zeigt. Möglicher- 
weise waren die gesehenen Trabanten Trugbilder, wie 
sie der Astronom aus seiner Praxis wohl kennt. Sie 
entstehen beim Anvisieren eines hellen Objektes durch 
eine doppelte Reflexion innerhalb der Linsen im Ob- 
jektiv oder Okular. 

Vor einigen Jahren erhielt der Verfasser einen 
Brief von dem Besitzer eines großen Fernrohrs in 
England, der eine schwache aber doch deutlich wahr- 
nehmbare Lichtaureole um den Planeten Mars zu sehen 
glaubte. Er wünschte zu erfahren, ob die Erscheinung 
reell sei, oder auf einer Täuschung beruhe, und wie 
diese dann zu erklären wäre. In dem Antwortschreiben 
wurde ihm mitgeteilt, daß eine solche Aureole durch 
doppelte Reflexion zwischen den beiden Linsen des 
Objektivs entsteht, wenn ihre Krümmungen nahezu, 
aber nicht völlig gleich sind. Es wurde ihm geraten, 
das Fernrohr einmal auf Sirius zu richten und zuzu- 
sehen, ob sich nicht auch hier eine ähnliche Erscheinung 
bemerkbar mache. Wahrscheinlich hat er sie dann 
auch bei diesem Fixstern wahrgenommen. 

Die Venusdurchgänge. 

Die Durchgänge der Venus vor der Sonnenscheibe 
gehören zu den seltensten Ereignissen der Astronomie, 
da sie durchschnittlich nur einmal in 60 Jahren vor- 
kommen. In einem regelmäßigen Zyklus von 243 
Jahren, innerhalb dessen vier Durchgänge stattfinden, 
wiederholt sich diese Erscheinung und zwar so, daß 
zwischen der einen und den folgenden nacheinander 
8, 121 72» 8 ^"d JPoV'i Jähre liegen. Die Daten der 



— '79 — 

letzten sechs und die der zwei nächsten Venusdurch- 
gänge sind die folgenden: 

163 1 Dezember 7. 1874 Dezember 9^ 

1639 Dezember 4. 1882 Dezember 6. 

1761 Juni 6. 2004 Juni 8. 

1769 Juni 3. 2012 Juni 6. 

Kaum jemand von den gegenwärtig lebenden Menschen 
wird also den nächsten Venusdurchgang, der erst 2004 
stattfindet, erleben. Die genaue Zeit jedoch, wann am 
8. Juni 2004 die Venus vor der Sonnenscheibe er- 
scheinen wird, kann bereits jetzt für jeden Punkt der 
Erdoberfläche bis auf eine oder zwei Minuten genau 
vorausbestimmt werden. 

Das Interesse, das sich an die Venusdurchgänge 
des verflossenen Jahrhunderts knüpfte, hat seinen Grund 
darin, daß man in ihnen das beste Mittel zur Bestimmung 
der Entfernung der Sonne von der Erde erblickte. 
Dieser Grund und die Seltenheit der Erscheinung 
führten dazu, daß bei Gelegenheit der letzten vier 
Durchgänge in großem Maßstabe vorbereitete Beob- 
achtungen ausgeführt wurden. Bereits 1761 und 1769 
sandten die führenden Nationen Beobachter nach ver- 
schiedenen Gegenden der Welt, um die genaue Zeit 
des Eintrittes und des Austrittes der Venus festzustellen. 
In den Jahren 1874 und 1882 wurden wieder von 
Deutschland, Großbritannien, Frankreich und Nord- 
amerika Expeditionen ausgerüstet, die besonders auf 
der Südhalbkugel der Erde ihre Beobachtungsposten 
einnahmen. Die in diesen beiden Jahren ausgeführten 
Beobachtungen sind für die Erforschung der Venus- 
bahn von großem Wert; für die Bestimmung der 

Sonnenentfernung kommen sie heute erst in zweiter 

12* 



— i8o — 

Linie in Betracht, da man jetzt andere Methoden kennt, 
die diesen Wert ebenso sicher ermitteln lassen. 



6. Mars. 

Mit dem Planeten Mars hat sich in den letzten Jahren 
das Interesse des Publikums ganz besonders beschäf- 
tigt. Seine Ähnlichkeit mit unserer Erde, die auf 
seiner Oberfläche vermuteten Kanäle und Ozeane, sein 
Klima und seine Schneebildung usw., dies alles leitete 
das Interesse des Publikums unwillkürlich auf die 
eventuellen Bewohner dieses Planeten. Selbst auf die 
Gefahr hin, diejenigen Leser zu enttäuschen, die gern 
sichere Beweise dafür haben möchten, daß unsere 
Nachbarwelt mit vernunftbegabten Wesen bevölkert 
ist, will ich darzulegen versuchen, was wir wirklich 
über diesen Planeten wissen, und diese Tatsachen 
scharf von der großen Menge von Illusionen und un- 
begründeten Spekulationen trennen, die sich in den 
letzten 20 Jahren in populäre Bücher und Zeitschriften 
eingeschlichen haben. 

Wir beginnen mit einigen Einzelheiten, die für 
die Kenntnis der Vorgänge auf dem Planeten von 
Wichtigkeit sind. Sein Umlauf um die Sonne, also ein 
Marsjahr, umfaßt 687 Tage, oder 2 Jahre weniger 
43 Tage. Wäre seine Umlaufsperiode genau 2 Jahre, 
so würde er seine Bahn einmal zurücklegen, während 
die Erde zwei Umläufe um die Sonne vollendet, und 
wir würden den Planeten in regelmäßigen Zwischen- 
zeiten von 2 Jahren in Opposition treten sehen. Da 
er sich aber etwas schneller bewegt, braucht die Erde 
außer den 2 Jahren noch i bis 2 Monate, um ihn ein- 
zuholen, so daß die Oppositionen sich in Zwischen- 



— i8i — 

Zeiten von 2 Jahren und i bis 2 Monaten ereignen. 
Dieser Überschuß wächst nach 8 Oppositionen zu einem 
vollen Jahre an; folglich wird Mars ani Schlüsse von 
ungefähr 1 7 Jahren zu derselben Zeit wieder in Oppo- 
sition gelangen und nahezM an demselben Punkte 
seiner Bahn stehen wie vorher. In dieser Zeit vollendet 
die Erde 17, der Mars 9 Umläufe um die Sonne. 

Die Zeitdifferenz zwischen den einzelnen Mars- 
oppositionen ist, wie wir bereits erwähnten, nicht genau 
gleich. Es wird dies durch die große Exzentrizität 
der Marsbahn verursacht, die größer ist, als die Ex- 
zentrizität irgend eines anderen großen Planeten, Mer- 
kur ausgenommen. Ihr genauer Wert beträgt 0,093 
oder beinahe 7io» ^- ^- ^^ steht der Sonne im Perihel 
fast um Vio näher als in der mittleren Entfernung, 
und umgekehrt im Aphel um Y^q ferner. Seine Ent- 
fernung von der Erde zur Oppositionszeit ändert sich 
in demselben Maße; findet die Opposition statt, wenn 
der Planet dem Perihel ncihe ist, so beträgt die Ent- 
fernung von der Erde kaum 60 Millionen Kilometer, 
im Aphel etwa 100 Millionen Kilometer. Die Folge 
davon ist, daß bei einer Perihelopposition, die beiläufig 
nur im September stattfinden kann, der Planet mehr 
als dreimal so hell erscheint, wie bei einer Aphel- 
opposition, die sich dann im Februar oder März ereig- 
net. Die letzten Oppositionen fanden Ende März 1903, 
Anfang Mai 1905 und Anfang Juli 1907 statt. Die 
nächste im September 1909 kommt dem Marsperihel 
bereits außerordentlich nahe, so daß der Planet dann 
eine besonders glänzende Erscheinung darbieten wird. 

In der Nähe der Opposition ist Mars an seinem 
intensiven Lichte und besonders an der rötlichen Farbe, 
die von derjenigen der meisten anderen Sterne wesent- 



— l82 — 

lieh abweicht, leicht zu erkennen. Es ist eigentümlich, 
daß das Aussehen des Planeten im Fernrohr diese 
Färbung nicht so deutlich erkennen läßt, wie der An- 
blick mit unbewaffnetem Auge. 

Oberfläche und Rotation des Mars. 

Der große Huyghens, der in der zweiten Hälfte 
des 17. Jahrhunderts lebte, war der erste, der bei 
seinen Beobachtungen des Mars im Fernrohr den 
verschiedenartigen Charakter einzelner Teile seiner 
Oberfläche erkannte und Zeichnungen von dem Pla- 
neten anfertigte. Die von Huyghens dargestellten Um- 
risse können noch heute auf der Oberfläche des Mars 
identifiziert werden. Bei weiteren Beobachtungen 
konnte man leicht erkennen, daß der Planet in etwas 
mehr als einem unserer Tage, genauer in 24 Stunden 
37 Minuten, eine Umdrehung um seine Achse voll- 
führt. 

Diese Rotationszeit ist die einzige sicher bestimmte 
von allen Planeten des Sonnensystems, abgesehen 
von unserer Erde. Mehr als 200 Jahre hat Mars in 
genau dieser Zeit seine Umdrehung vollzogen, und es 
liegt daher kein Grund vor, anzunehmen, daß diese 
Zeit sich meßbar ändert, ebensowenig wie unsere 
Tageslänge. Die große Ähnlichkeit seiner Tagesdauer 
mit der unsrigen — der Überschuß beträgt ja nur 
37 Minuten — hat zur Folge, daß an zwei aufeinander 
folgenden Abenden zur gleichen Stunde Mars der Erde 
fast dieselbe Seite zukehrt. Bei genauerem Zusehen 
bleibt er jedoch wegen der etwas langsameren Rota- 
tion an jedem folgenden Abend ein wenig in der Be- 
wegung zurück, so daß man im Verlaufe von etwa 
40 Tagen auch beim Innehalten derselben Beobachtungs- 



- i83 - 

Stunde nach und nach alle Teile seiner Oberfläche 
sehen kann. 

Alles was bis jetzt die Beobachtungen des Mars 
geliefert haben, läßt sich zu einem Kartenbilde (vgl. 
Tafel) vereinigen, das die Umrisse der hellen und 
dunklen Gebiete seiner Oberfläche zeigt. Weiter ist 
bereits lange bekannt, daß für gewöhnlich an den 
beiden Marspolen eine weiße Kappe sichtbar ist. 
Wenn sich ein Pol uns und folglich auch der Sonne 
zuwendet, wird diese Kappe allmählich kleiner, und 
wieder größer, wenn der betreffende Pol sich von der 
Sonne abwendet. Diese an beiden Polen auftretenden 
weißen Kappen wurden naturgemäß gleich für Schnee 
und Eis ausgegeben, die während des Marswinters in 
der Nähe der Pole auftreten und während des Sommers 
ganz oder teilweise abschmelzen. 

Die „Kanäle" des Mars. 

Um 1877 begannen Schiaparellis berühmte Beob- 
achtungen der Marsoberfläche und die Veröffentlich- 
ungen über die sogenannten „Kanäle". Die letzteren 
bestanden nach Schiaparelli aus Streifen, die von einem 
zum anderen Punkte der Planetenoberfläche gingen 
und ein wenig dunkler als die übrige Oberfläche des 
Planeten waren. 

Selten hat eine verkehrte Übersetzung mehr Miß- 
verständnis verursacht, als in dem vorliegenden Falle, 
Schiaparelli nannte diese Streifen „canale", ein italieni- 
sches Wort, das Rinne bedeutet. Er nannte sie so, 
weil man damals glaubte, daß die dunklen Teile der 
Oberfläche Ozeane seien; die Streifen, die diese Ozeane 
verbanden, wurden daher für Wasserrinnen gehalten, 
und demgemäß benannt. Die Übernahme dieses Wortes 



— i84 — 

in die anderen Sprachen führte jedoch zu der noch 
heute weit verbreiteten Ansicht, daß diese Gebilde 
auf dem Mars als Werke vernunftbegabter Wesen auf- 
zufassen seien, wie die Kanäle auf der Erde. 

Bis auf den heutigen Tag gehen die Ansichten 
der Beobachter und astronomischen Autoritäten be- 
züglich der Bedeutung dieser Kanäle weit ausein- 
ander. Das kommt daher, weil ihre Umrisse auf der 
Oberfläche des Planeten nur ganz zart angedeutet 
sind. Bei genauerem Zusehen findet man ja überall 
auf dem Planeten verschiedene Schattierungen, helle 
und dunkle Flecke, aber sie sind so schwach und un- 
deutlich und laufen durch alle erdenklichen Abstufungen 
so ineinander über, daß es gewöhnlich große Schwierig- 
keiten macht, ihre genaue Form und ihre Umrisse an- 
zugeben. 

Diese Schwierigkeiten, verbunden mit dem wech- 
selnden Aussehen dieser Details unter verschiedenen 
Beleuchtungsverhältnissen und mit dem Wechsel in 
der Beschaffenheit unserer Atmosphäre bringen es mit 
sich, daß die Beobachter die erwähnten Streifen auf 
dem Mars ganz verschieden auffassen und zeichnen. 
So besitzen wir Zeichnungen des Planeten, wie z. B. 
eine auf der Lowell-Sternwarte hergestellte Marskarte, 
worauf die Kanäle als feine dunkle Linien so zahl- 
reich angegeben sind, daß sie wie ein Netz den größten 
Teil der Marsoberfläche bedecken, während sie auf 
Schiaparellis Karte meist als schwache Bänder darge- 
stellt sind, die nicht so deutlich wie auf Lowells 
Zeichnungen begrenzt sind. Lowells Kanäle übertreffen 
auch an Zahl die von Schiaparelli gesehenen. Nun 
sollte man wenigstens denken, daß alle von Schiaparelli 
aufgezeichneten Linien auch auf Lowells Karte vor- 







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Uliersic-htskarte des ] 




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lAPIlH'A 1879 



■II Mars nach Schiapareili. 



- 185 ■ 

kommen; aber weit gefehlt, es besteht nur eine allge- 
meine Ähnlichkeit unter den beiderseitigen Aufzeich- 
nungen. Eine besondere Eigentümlichkeit der Lou-ell- 
schen Karte besteht darin, daß an den Kreuzungs- 
stellen der Kanäle dunkle, runde Hecken, gleichsam 
Seen, sich finden. So ausgeprägte Flecken sucht man 
vergeblich auf der Karte von SchiapareJli. 

Ein während der günstigen Oppositionen des Mars 
besonders deutlich sichtbares Objekt seiner Oberfläche 




Fig. 38. 









ist ein großer, dunkler, fast kreisrunder Fleck, dessen 
Umgebung fast weiß ist, der Lacus Solis oder Sonnen- 
see. Alle Beobachter sind bezüglich seiner Existenz 
und seiner Form einig. Sie stimmen auch darin über- 
ein, daß gewisse schwache Striche oder Kanäle sich 
von diesem See nach verschiedenen Richtungen aus- 
breiten. Wenn wir jedoch genauer zusehen, so finden 
wir, daß sie schon bezüghch der Anzahl dieser Kanäle 
auseinandergehen und das ihn umgebende Gebiet be- 



i 



— i88 — 

Wahrscheinliche Natur der Marskanäle. 

Was wir einigermaßen sicher über die Erscheinung 
der * Marskanäle wissen, kann in die folgenden Sätze 
zusammengefaßt werden: 

1. Die ganze Marsoberfläche zeigt eine große 
Mannigfaltigkeit an außerordentlich feinen Details, 
deren Umrisse sich nicht näher angeben lassen. 

2. Sie enthält zahlreiche dunkle Linien, die sich 
über weite Strecken des Planeten ausdehnen und in 
bezug auf ihr Aussehen zwischen Streifen von ver- 
waschenen unbestimmten Umrissen bis zu feinen faden- 
artigen Strichen wechseln. 

3. Vielfach erwecken die dunklen Stellen auf dem 
Planeten den Eindruck, als ob sie zum Teil mitein- 
ander zusammenhingen, wodurch die Veranlassung zur 
Annahme von langen dunklen Kanälen auf dem Pla- 
neten gegeben war. 

Der dritte Satz, der auf die im vorigen Kapitel 
erwähnte Beobachtung CeruUis hinausläuft, kann durch 
einen einfachen Versuch plausibel gemacht werden. 
Wenn man ein in Punktiermanier ausgeführtes Stahl- 
stichportrait durch ein Vergrößerungsglas betrachtet, 
so sieht man nichts als eine große Anzahl von Punkten, 
die in verschiedenen geraden und gekrümmten Linien 
angeordnet sind. Sobald man jedoch das Vergröße- 
rungsglas fortnimmt, verbindet das Auge diese Punkte 
zu bestimmten zusammenhängenden Linien, die die Um- 
risse und Züge eines menschlichen Gesichts darstellen. 
Etwas ähnliches zeigt jede in Rastermanier angefertigte 
Illustration, wovon sich der Leser z. B. beim Betrachten 
der Figur 38 selbst überzeugen kann. Ebenso wie 
bei dem Stahlstich das Auge eine Ansammlung von 
Punkten zu einem Gesicht zusammensetzt, kann es 



~ 189 — 

auch die kleinen Flecken und Fleckchen auf dem 
Mars als lange ununterbrochene Kanäle auffassen. 

Welcher Art die von Cerulli vermuteten Teil- 
gebilde der Kanäle sind, ob sie aus Punkten oder 
Flecken bestehen, läßt sich allerdings heute noch nicht 
mit Sicherheit entscheiden. 

Eine sehr merkwürdige, bei den Veränderungen 
der Marskanäle beobachtete Erscheinung stellen ihre 
gelegentlichen Verdoppelungen dar. Sie wurden zu- 
erst von Schiaparelli gesehen, später auch von Lowell u. a. 
beobachtet. Man fand, daß ein Kanal, der zu gewissen 
Zeiten einfach erschien, später aussah, als ob er aus 
zwei parallelen Linien bestände. Jeder Beobachter 
weiß, daß eine derartige Verdoppelung z. B. dann ein- 
tritt, wenn eine feine dunkle Linie dem Auge so nahe 
gerückt wird, daß auf der Netzhaut des Auges kein 
scharfes Bild derselben mehr entsteht. Einem kurz- 
sichtigen Auge kann z. B. ein Telegraphendraht unter 
Umständen doppelt erscheinen. Doch auch beim nor- 
malen Sehen kann z. B. ein dunkles Band auf hellem 
Grunde aus einiger Entfernung doppelt erscheinen, 
wenn strahlenbrechende Substanzen oder warme, be- 
wegte Luft den Anblick stören. Ob und wieweit der- 
artige Täuschungen bei den Marskanälen in Frage 
kommen, läßt sich naturgemäß schwer entscheiden. 

Bei der Beurteilung der verschiedenen Hypothesen 
über die Natur der Marskanäle muß man sich ferner 
daran erinnern, daß wir mit den besten Fernrohren der 
Gegenwart in der Entfernung des Mars nur solche 
Linien sehen können, die 50 — 150 km breit sind. Je 
dunkler die Linie, desto schmäler kann sie sein, um 
noch gerade erkannt zu werden. Die Auffassung, daß 
die Linien auf dem Mars wirkliche von seinen Be- 



wohnern gegrabene Kanäle darstellen, läßt sich daher 
schon mit Rücksicht auf die Dimensionen dieser Ge- 
bilde nicht aufrecht erhalten. Dagegen ist es nicht 
ausgeschlossen, daß es, wie Lowell annimmt, weite 
durch Vegetation dunkel gefärbte Gebiete sind. 

Es muß noch erwähnt werden, daß in den beiden 
Polargegenden des Planeten keine Kanäle gesehen 
worden sind. Allerdings werden, selbst wenn die mut- 
maßlichen Schneekappen abgeschmolzen sind, diese Ge- 
biete von der Erde aus in so schräger Richtung ge- 
sehen, daß es schwer fällt, hier überhaupt noch Details 
zu erkennen. 

Von hohem Interesse ist auch die Frage, ob die 
Polarkappen des Mars wirklich aus Schnee bestehen, 
der während des Marswinters dort den Boden bedeckt, 
und dann wieder schmilzt, wenn die Sonne die be- 
treffende Pölargegend von neuem bescheint. Um dies 
besser zu erklären, müssen wir noch einige neuere 
Resultate kennen lernen, die sich auf die Atmosphäre 
des Planeten beziehen. 

Die Atmosphäre des Mars. 

Alle neueren Beobachter des Mars stimmen darin 
überein, daß wenn er überhaupt eine Atmosphäre hat, 
sie viel dünner sein muß, als die Erdatmosphäre und 
daß sie wenig oder gar keinen Wasserdampf enthalten 
kann. Diese Schlußfolgerung gestattet sowohl das 
Fernrohr wie das Spektroskop. Die Beobachtungen 
des Planeten im Fernrohr zeigen, daß die Details 
seiner Oberfläche selten oder nie durch Nebel- oder 
Wolkenbildung in der Marsatmosphäre verdeckt werden. 
Es trifft zu, daß die Einzelheiten auf dem Mars nicht 
immer mit derselben Deutlichkeit und Schärfe zu er- 



— igi — 

kennen sind; aber diese Sichtbarkeitsverhältnisse sind 
doch nicht so verschieden, daß sie nicht Veränderungen 
der Durchsichtigkeit unserer irdischen Atmosphäre 
zugeschrieben werden könnten. Obgleich die Linien 
meistens nahe dem Rande der Planetenscheibe matter 
erscheinen als dann, wenn sie gerade in ihrer Mitte 
sichtbar sind, so kann diese Erscheinung doch wenigstens 
zum großen Teil von der schrägen Richtung herrühren, 
unter der die Lichtstrahlen den Rand des Planeten 
verlassen, wie wir das schon am Schlüsse des vorigen 
Abschnittes bei den Polarkappen des Mars erwähnten. 
Selbst am Monde, der keine Spur einer Atmosphäre 
besitzt, kann man mit dem bloßen Auge oder in einem 
Opern glase eine gewisse Abnahme der Deutlichkeit 
seiner Oberflächendetails nach dem Rande zu bemerken. 
Immerhin ist es wohl möglich, daß bei Mars die Un- 
scharfe der Randgegenden zum Teil einer dünnen 
Atmosphäre zuzuschreiben ist. 

Eine besonders sorgfältige spektroskopische Unter- 
suchung des Planeten ist von Campbell ausgeführt 
worden, der das Marsspektrum mit demjenigen des 
Mondes verglich. Er konnte zwischen den beiden 
Spektren nicht den geringsten Unterschied finden. 
Wenn Mars eine Atmosphäre hätte, die fähig wäre, 
das Licht wesentlich zu absorbien, so würde man 
dunkle Absorptionslinien im Marsspektrum erblicken, 
oder es würden wenigstens einige der dunklen Linien 
des Sonnenspektrums verstärkt erscheinen. Da dies 
nicht zutrifft, so können wir wohl den ganz allgemeinen 
Schluß ziehen, daß die Atmosphäre des Mars, falls der 
Planet überhaupt eine solche besitzt, außerordentlich 
dünn sein muß und nicht viel Wasserdampf enthalten 
kann. Schnee kann aber nur bei Kondensation von 



— 192 — 

Wasserdampf in der Atmosphäre fallen. Es ist daher 
schon aus dieseni Grunde wenig wahrscheinlich, daß in 
den Polargegenden des Mars viel Schnee fällt 

Eine weitere Erwägung zeigt ferner, daß die 
schmelzende Kraft der Sonnenstrahlen notwendiger- 
weise von ihrer Wärmewirkung abhängig ist. In den 
Polargegenden des Mars fallen die Sonnenstrahlen 
sehr schräg auf seine Oberfläche und selbst dann, 
wenn die ganze Wärmestrahlung absorbiert würde, 
könnten im Laufe des Sommers n^ur wenige Fuß Schnee 
abschmelzen. Nun wird aber bei weitem der größte 
Teil der Wärmestrahlen von der weißen Schneefläche 
reflektiert, die obendrein durch die starke Ausstrahlung 
in den völlig kalten Raum kühl erhalten wird. Die 
Schneemenge, die in den Polargegenden des Mars 
fallen und schmelzen kann, dürfte somit nur sehr ge- 
ring sein und ihre Höhe sich höchstens auf einige 
Zentimeter belaufen. 

Da der geringste Schneefall genügt, um einer 
Gegend eine weiße Oberfläche zu verleihen, so folgt 
aus dem Vorstehenden keineswegs, daß die Polar- 
kappen des Mars nicht aus Schnee bestehen sollten. 
Es ist jedoch wahrscheinlicher, daß die Erscheinung 
von einer einfachen Kondensation von Wasserdampf auf 
der intensiv kalten Oberfläche des Planeten herrührt, 
wodurch eine dem Rauhfrost ähnliche Erscheinung 
hervorgebracht wird, der ja auch nur gefrorener Tau 
ist. Dies dürfte die plausibelste Erklärung der Polar- 
kappen auf dem Mars sein. Es ist auch schon ver- 
mutet worden, daß sie vielleicht aus kondensierter 
Kohlensäure bestehen. Diese Theorie setzt nichts 
Unmögliches voraus, ist aber doch sehr unwahr- 
scheinlich. 



— 193 - 

Der Leser muß schon entschuldigen, wenn in 
diesem Kapitel nichts über die Möglichkeit einer Be- 
wohnbarkeit des Mars gesagt ist, aber er weiß selbst 
hierüber genau ebensoviel, wie der Verfasser, nämlich 
gar nichts. 

Die Marstrabanten. 

Kaum eine Entdeckung des vorigen Jahrhunderts 
überraschte die astronomische Fachwelt so sehr, wie 
die Auffindung von zwei Marstrabanten durch Asaph 
Hall in Washington im Jahre 1877. Trotzdem man 
Mars mehr als zwei Jahrhunderte hindurch eingehend 
beobachtet hatte, waren diese beiden Monde wegen 
ihrer außerordentlichen Kleinheit den Astronomen 
entgangen. Man hatte es früher überhaupt für sehr 
unwahrscheinlich gehalten , daß Planetentrabanten so 
geringe Dimensionen haben könnten, wie diese beiden 
Körper, und aus diesem Grunde hatte sich wohl auch 
Niemand die Mühe gegeben, mit einem großen Fern- 
rohr gründlich nach ihnen zu suchen. Jetzt nach ihrer 
Entdeckung stellte es sich heraus, daß sie eigentlich 
gar keine besonders schwierigen Objekte sind, doch 
hängt ihre mehr oder weniger günstige Sichtbarkeit 
natürlich wesentlich von der Stellung des Mars zur 
Erde ab. Sie sind der Beobachtung nur zugänglich, 
wenn Mars gerade in Opposition steht, können dann 
aber je nach den Umständen 3, 4, ja selbst 6 Monate 
hindurch beobachtet werden. Bei einer Periheloppo- 
sition findet man sie schon mit einem Fernrohr von 
weniger als 12 Zoll Objektivöffnung; wie weit man 
dabei in der Größe des Fernrohrs herabgehen kann, 
hängt von der Geschicklichkeit des Beobachters und 
davon ab, wie weit es ihm gelingt, das intensive 

Newcomb, Astronomie. 13 



— 194 — 

Licht des Hauptplaneten von seinem Auge fernzu- 
halten. Gewöhnlich ist ein Fernrohr von wenigstens 
12 bis i8 Zoll Objektivdurchmesser zu ihrer Wahr- 
nehmung nötig. Die Hauptschwierigkeit liegt, wie 
bereits angedeutet, fast allein in dem Glanz des Haupt- 
körpers. Könnte dieser abgeblendet werden, so würde 
man sie sicher mit viel kleineren Instrumenten finden. 
Wegen dieses Glanzes ist auch der äußere Trabant 
viel leichter auffindbar als der innere, trotzdem in 
Wirklichkeit der innere vielleicht der hellere ist 

Hall gab dem äußeren Monde den Namen D ei mos, 
dem inneren den Namen Phobos, da beide in der 
griechischen Mythologie als Begleiter des Kriegsgottes 
Mars auftreten. Phobos ist insofern merkwürdig, als 
er sich in 7 Stunden 39 Minuten, der kürzesten Periode 
im ganzen Sonnensystem, um den Mars bewegt. Dies 
ist weniger als Yg der Umdrehung des Planeten um 
seine Achse, woraus folgt, daß für etwaige Bewohner 
des Planeten ihr nächster Mond im Westen auf- und 
im Osten untergeht 

Deimos vollendet seinen Umlauf um Mars in 
30 Stunden 18 Minuten. Die Folge dieser gleichfalls 
noch sehr schnellen Bewegung ist, daß zwischen seinem 
Auf- und Untergang unjgefähr 2 Tage verfließen. 

Phobos ist nur 6000 km von der Oberfläche des 
Planeten entfernt, und muß daher für Bewohner des 
Mars ein interessantes Objekt darstellen, falls sie Fern- 
rohre besitzen. 

Die Marsmonde sind die kleinsten im Sonnen- 
system sichtbaren Objekte, Eros und noch einige an- 
dere der schwächeren kleinen Planeten vielleicht aus- 
genommen. Nach Pickerings photographischen Mes- 
sungen ihrer Lichtstärke kann ihr Durchmesser etwa 



— 195 — 

auf 1 1 km geschätzt werden. Ihre scheinbare Größe 
für unser Auge entspricht somit etwa der Größe eines 
kleinen Apfels, der über Berlin hängt und von Ham- 
burg aus mit einem Femrohr beobachtet wird. In 
dieser Hinsicht stehen die Marsmonde in eigentüm- 
lichem Gegensatz zu fast allen anderen Trabanten, die 
meist mehrere Tausend Kilometer im Durchmesser 
haben. Eine Analogie hierzu bieten vielleicht nur 
noch die winzigen erst neuerdings aufgefundenen Sa- 
telliten des Jupiter und Saturn, von denen in den ent- 
sprechenden Kapiteln noch die Rede sein wird. Trotz 
ihrer Kleinheit übertreffen aber auch sie die Mars- 
trabanten sicher noch ganz wesentlich an Durchmesser. 

Die Marstrabanten haben den Astronomen bei 
der genauen Bestimmung der Marsmasse sehr gute 
Dienste geleistet. Es wird davon in einem anderen 
Kapitel die Rede sein, wo die Methoden der Massen- 
bestimmung von Planeten noch näher auseinandergesetzt 
werden sollen. 

Die Monde der Planeten bieten überhaupt noch 
manche eigentümlichen und schwierigen Probleme dar, 
die sich insbesondere auf die Gravitation beziehen. 
Ihre Bahnen sind gewissen Veränderungen unterworfen, 
die zum Teil auf die Ausbauchung der Hauptplaneten 
am Äquator zurückzuführen sind, und die Berechnung 
dieser Änderungen und ihre Vergleichung mit den Beob- 
achtungen hat ein weites Forschungsfeld eröffnet, auf 
dem sich besonders der jetzige Direktor der Berliner 
Sternwarte, Hermann Struve, betätigt hat. 

7. Die Gruppe der kleinen Planeten. 

Die scheinbsure Lücke im Sonnensystem zwischen 

den Bahnen des Mars und Jupiter zog naturgemäß 

13* 



— 196 — 

schon frühzeitig die Aufmerksamkeit der Astronomen 
auf sich. In der Titius-Bodeschen Reihe hatte man 
eine Folge von acht Zahlen in regelmäßiger Progression, 
und jede von ihnen bis auf eine repräsentierte die 
Entfernung eines Planeten von der Sonne. Nur dieser 
eine Platz war leer. Bestand nun diese Lücke in 
Wirklichkeit oder war der Planet, der sie ausfüllte, 
so klein, daß er den Blicken der Beobachter entgangen 
war? Die Entscheidung dieser Frage wurde von 
Piazzi, einem italienischen Astronomen, der ein kleines 
Observatorium in Palermo besaß, geliefert. Piazzi 
war ein eifriger Beobachter und um die Wende des 
18. Jahrhunderts gerade mit der Anfertigung eines 
Stemkataloges beschäftigt. Am i. Januar 1801 gelang 
es ihm, das neue Jahrhundert mit der Entdeckung 
eines Sterns zu eröffnen, der bisher noch unbekannt 
geblieben war. Dieser Stern erwies sich gerade als 
der lange gesuchte Planet, der in der Lücke zwischen 
Mars und Jupiter seine Bahn beschrieb. Er erhielt 
den Namen Ceres. 

Es überraschte sehr, daß der Planet so klein war; 
als man aus den Beobachtungen seine Bahn ableitete, 
stellte sie sich obendrein als sehr exzentrisch heraus. 
Neue überraschende Entdeckungen sollten jedoch bald 
folgen. Noch ehe der neue Planet einen Umlauf voll- 
endet hatte, fand Olbers, ein Bremer Arzt, der sich 
in seinen Mußestunden mit astronomischen Beobach- 
tungen und Untersuchungen beschäftigte, einen zweiten 
Planeten, der ungefähr in derselben Gegend seine Bahn 
um die Sonne beschrieb. An Stelle eines einzigen 
großen Planeten waren hier also zwei kleine. Olbers 
kam der Gedanke, daß es sich vielleicht um Bruch- 
stücke eines zerstörten größeren Planeten handelte, und 



— 197 — 

wenn diese Annahme zutraf, so war es wahrscheinlich, 
daß ihrer noch mehr zu finden waren. Diese letzte 
Vermutung bestätigte sich bald. In den nächsten drei 
Jahren wurden noch zwei weitere dieser kleinen Körper 
entdeckt, so daß bis 1807 im ganzen vier Planeten 
zwischen Mars und Jupiter bekannt waren. 

Dabei blieb es einige vierzig Jahre. Erst im Jahre 
1845 fand Hencke in Driesen, ein Liebhaber der 
Astronomie, einen fünften Planeten. Im folgenden 
Jahre kam ein sechster hinzu, und dann begann jene 
merkwürdige Reihe von Entdeckungen, die Jahr für 
Jahr zunahm, so daß die Zahl der heute bekannten 
kleinen Planeten bis auf mehr als ein halbes Tausend 
angewachsen ist. 

Die Jagd nach Asteroiden. 

Bis 1890 waren diese kleinen Körper nur von 
einigen wenigen Beobachtern, die der Suche danach 
besondere Aufmerksamkeit widmeten, entdeckt worden; 
man fing sie, wie der Jäger auf der Birsch. Die be- 
treffenden Beobachter legten gewissermaßen Fallen, 
indem sie die vielen kleinen Sterne an irgend einer 
Stelle des Himmels in der Nähe der Ekliptik in Karten 
einzeichneten, und dann auf Eindringlinge lauerten. 
Sobald ein fremder Stern in der Gegend erschien, 
wurde er sofort als ein kleiner Planet erkannt und in 
die Asteroiden gruppe eingereiht. 

Nunmehr tauchte eine ganze Reihe von Planeten- 
jägern auf. Manche von ihnen waren Laien und von 
sonstiger astronomischer Tätigkeit her wenig bekannt. 
Der erfolgreichste in den fünfziger Jahren war bei- 
spielsweise Gold Schmidt, ein Pariser Juwelier. Einen I 
Rekord in der Entdeckung kleiner Planeten erzielten 



— 198 — 

Palisa in Wien und Peters in Clinton, von denen 
der erstere 83, der letztere 48 Planeten auffand. 

Nachdem die Photographie in die astronomische 
Beobachtungskunst eingeführt war, zeigte sich, daß 
diese eine viel bequemere und sichere Methode zur 
Entdeckung und Beobachtung dieser Körper bot, als 
die visuelle Beobachtung am Fernrohr. Der Astronom 
braucht nur sein Instrument auf den Himmel zu richten 
und die Sterne bei genügend langer Exposition, viel- 
leicht eine oder zwei Stunden hindurch, zu photogra- 
phieren. Die Fixsterne werden sich dann als kleine, 
runde Punkte auf dem Negativ abbilden; befindet sich 
aber unter ihnen ein Planet, also ein in Bewegung be- 
griffener Körper, so kann sein Bild nicht mehr als 
Punkt erscheinen, sondern muß einen kurzen Strich 
bilden. Anstatt am Fernrohr den Himmel mühsam 
abzusuchen, braucht der Beobachter nur verhältnis- 
mäßig kurze Aufnahmen zu machen und dann die 
photographische Platte abzusuchen, eine viel bequemere 
Methode, die nicht einmal den Vergleich mit einer ge- 
nauen Sternkarte erfordert, da der Planet sofort an 
dem Strich zu erkennen ist. 

Max Wolf, der rührige Direktor der Heidelberger 
Sternwarte, war der erste, der auf diese Weise im 
Jahre 1891 einen Asteroiden entdeckte, und seitdem 
sind von ihm und anderen alljährlich mehrere Dutzend 
dieser Körper aufgefunden worden. Natürlich gestaltet 
sich die Aufsuchung und Entdeckung der noch unbe- 
kannten Planeten, von Jahr zu Jahr schwieriger. Trotz- 
dem läßt sich gegenwärtig für ihre Gesamtanzahl noch 
keine Ziffer angeben. Die meisten der zuletzt entdeckten 
kleinen Planeten sind sehr unbedeutend, indessen scheint 
ihre Zahl in dem gleichen Maße zu wachsen, wie ihre 



— 199 — 

Größe abnimmt. Selbst die hellsten dieser Körper^ 
also naturgemäß diejenigen, die zuerst entdeckt wurden,, 
sind so klein, daß sie in gewöhnlichen Fernrohren nur 
als sternartige Punkte erscheinen, und eine Scheiben- 
form ist bei ihnen selbst mit den stärksten Instrumenten 
nur äußerst schwer zu erkennen. Soweit man unter 
diesen Umständen überhaupt von Größenbestimmungen 
sprechen kann, lassen sich für die helleren unter den 
Asteroiden etwa 5 — 600 km als Durchmesser angeben* 
Auf die Größe der kleineren Asteroiden kann man 
nur ungefähr aus ihrer Helligkeit schließen; sie mögen 
etwa 30 — 50 km im Durchmesser haben. 

Die Bahnen der Asteroiden. 

Die Bahnen der meisten kleinen Planeten sind 
sehr exzentrisch. Bei Polyhymnia beträgt die Exzen- 
trizität ungefähr 0,33, womit gesagt ist daß sie im 
Perihel um ein Drittel der Sonne näher steht, als in 
mittlerer Entfernung, und beim Aphel um ein Drittel 
weiter von ihr entfernt ist Ihre mittlere Entfernung 
beträgt gerade 3 astronomische Einheiten, ihre kleinste 
Entfernung von der Sonne daher 2, ihre größte 4 Ein- 
heiten, d. h. sie steht im Aphel doppelt, so weit von 
der Sonne entfernt wie im Perihel. 

Die große Neigung der meisten Planetoidenbahnen 
gegen die Ekliptik ist gleichfalls merkwürdig. In 
einigen Fällen übersteigt sie 30 Grad; so beträgt z. B. 
die Neigung der Pallas 34 Grad. 

Olbers' Hypothese, daß diese Weltkörper Bruch- 
stücke eines durch eine Explosion zerstörten Planeten 
seien, ist neuerdings aufgegeben worden. Ihre Bahnen 
erstrecken sich über einen zu weiten Raum, als daß 
sie aus einer einzigen hervorgegangen sein könnten, 



— 200 — 

wie es der Fall sein müßte, wenn die Asteroiden einst 
einen Körper gebildet hätten. Nach den gegenwärtigen 
Anschauungen haben sie von Anfang an in der Gestalt, 
wie wir sie jetzt am Himmel sehen, existiert. Nach 
der sogenannten Nebularhypothese stellte die Materie, 
aus der sich alle Planeten bildeten, einst Ringe von 
nebeliger Substanz dar, die sich um die Sonne be- 
wegten. Bei allen anderen Planeten konzentrierte sich 
die Materie allmählich um den dichtesten Punkt des 
Ringes und gab so Veranlassung zur Bildung eines 
einzigen Körpers. Der Ring, aus dem die kleinen 
Planeten hervorgegangen sind, hat sich aber nicht so 
an einer bestimmten Stelle verdichtet, sondern sich in 
zahllose Einzelstücke gespalten. 

Gruppen innerhalb der Asteroidenbahnen. 

Die Bahnen der kleinen Planeten haben eine be- 
merkenswerte Eigenschaft, die vielleicht dazu führen 
wird, die Frage nach ihrer Entstehung zu beantworten. 
Es ist bereits darauf hingewiesen worden, daß die 
Planetenbahnen fast genaue Kreise sind, die aber 
die Sonne nicht zum Mittelpunkt haben. Nun wollen 
wir uns vorstellen, daß wir aus einer unendlichen 
Entfernung auf das Sonnensystem herabblicken, und 
wollen ferner annehmen, daß die Bahnen der kleinen 
Planeten als fein gezogene Kreise sich dem Auge dar- 
bieten. Diese Kreise würden untereinander wie ein 
Netz verschlungen sein, sie würden sich mehrfach 
kreuzen und einen breiten Ring ausfüllen, dessen 
äußerer Durchmesser fast doppelt so groß ist, wie der 
innere. Wir wollen uns nun vorstellen, daß wir alle 
diese Kreise, wie wenn sie von Draht wären, ausein- 
ander nehmen und dann Kreis für Kreis nach der 



Größe geordnet um die Sonne als Zentrum legen 
könnten. Wir würden dann auch einen deutlichen 
breiten Ring von Einzelkreisen um die Sonne erhalten; 
was aber besonders merkwürdig ist, die Bahnen würden 
die breite Fläche dieses Ringes nicht gleichmäßig aus- 
füllen, sondern, wie Fig. 39 zeigt, in einzelne Gruppen 
gesondert erscheinen. Noch vollständiger erläutert 




'^'E- 39- Grappenweise Anordnung der Bahi 



diese Verhältnisse Fig. 40, die folgendermaßen zu ver- 
stehen ist: Jeder Planet vollendet seinen Umlauf in 
einer bestimmten Anzahl von Tagen, die um so größer 
ist, je weiter er von der Sonne entfernt steht. Da der 
vollständige Kreisumfang der Bahn 360 Grade oder 
1296000 Bogensekunden mißt, so folgt daraus, daß, 
wenn wir diese Zahl durch die Zeit des Umlaufs divi- 



— 202 — 

dieren, der Quotient dann angibt, um welchen Winkel 
der Planet sich durchschnittlich jeden Tag bewegt. 
Dieser Winkel wird die mittlere Bewegung des 
Planeten genannt. Bei den kleinen Planeten, die hier 
allein in Frage kommen, beträgt die tägliche Bewegung 
400 bis über 1000 Bogensekunden; sie ist um so größer, 
je kürzer die Zeit des Umlaufes ist und je näher der 
Planet der Sonne steht. 









• • 



• •• 

• • • 

• • • 









• • • 

• • • • 



• • • • 

• • • • 






M I I I I I I I M I I I I I I 

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450' 

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800" 850^ 



760* 
iJupUer 



IT 

960" looa 
900" 

iJupUer 



Fig. 40. Verteilung der kleinen Planeten nach ihren mittleren 

täglichen Bewegungen. 



Nun wollen wir eine wagerechte Linie ziehen und 
darauf die Werte der mittlereren Bewegungen von 
400 bis zu 1000 Sekunden von 10 zu 10 Sekunden 
eintragen. Zwischen je zwei Skalenstriche tragen wir 
so viel Punkte ein, als Planeten innerhalb dieser mitt- 
leren Bewegungen existieren. Zwischen 550" und 560" 
sind z. B. drei Punkte. Das bedeutet, daß es drei 



— 203 — 

Planeten gibt, die eine mittlere Bewegung zwischen 
550" und 560" haben. Ebenso sind vier Planeten 
zwischen 560" und 570" eingetragen. In den nächsten 
Feldern gibt es keine Planeten, bis wir über 610" 
hinauskommen, wo wir zwischen 610" und 620" sechs 
Planeten finden, denen dann eine große Menge wei- 
terer folgt. 

Beim Betrachten der Figur können wir fünf oder 
sechs Gruppen unter den kleinen Planeten erkennen. 
Die äußerste liegt zwischen 400" und 460" und ist 
Jupiter am nächsten. Die Umlaufszeiten dieser Gruppen 
betragen etwa 8 Jahre. Dann kommt eine weite Lücke 
bis etwa 560", wo wir eine kleine Gruppe von Planeten 
zwischen 540" und 580" haben. Weiter abwärts sind 
•die Planeten wieder zahlreicher, aber wir finden auch 
Lücken, wo sehr wenige oder gar keine Planeten 
existieren, z. B. bei 700", 750" und 900". Das Merk- 
würdigste an dieser Gruppenanordnung ist, daß die 
ganz leeren Plätze gerade diejenigen Stellen der Skala 
sind, in denen die mittleren Bewegungen eine be- 
stimmte Beziehung zu der Bewegung des Jupiter haben. 
Ein Planet mit einer mittleren Bewegung von 900" 
würde seinen Umlauf um die Sonne im dritten Teil 
des Jupiterumlaufs vollenden, einer von 600" in der 
Hälfte dieser Zeit und einer von 750" in 2/5 des Jupiter- 
jahres. Es gibt nun ein Gesetz der Himmelsmechanik, 
welches besagt, daß Planetenbahnen mit derartigen 
«einfachen Beziehungen zu einander im Laufe der Zeit 
^oßen Veränderungen unterliegen. Es wurde daher 
von Kirkwood, der zuerst auf diese Lücken in 
•dem Asteroidengürtel aufmerksam machte, vermutet, 
daß sie darauf zurückzuführen seien, daß an den be- 
treffenden Stellen ein Planet seine Bahn überhaupt 



— 204 — 

nicht dauernd innehalten könne. Diese Ansicht ist 
aber schon deshalb nicht ganz einwandfrei, weil wir 
in unserer Figur bei 450", also bei einem Umlauf, der 
% des Jupiterjahres beträgt, keine Lücke, sondern 
im Gegenteil gerade eine ausgesprochene Planeten- 
gruppe vorfinden. 

Der merkwürdigste Asteroid. 

Einer der kleinen Planeten nimmt eine solche Aus- 
nahmestellung ein, daß er eine besondere Behandlung 
verdient. All die Hunderte von Asteroiden, die bis 
1898 bekannt waren, bewegten sich zwischen den 
Bahnen von Mars und Jupiter. Da fand im Sommer 
1898 Witt in Berlin einen Planeten, der im Perihel 
weit innerhalb der Bahn des Mars stand , nur 
22000000 km von der Erdbahn entfernt. Er nannte 
ihn Eros. Die Exzentrizität seiner Bahn ist so groß, 
daß der Planet im Aphel beträchtlich außerhalb der 
Marsbahn liegt. Im übrigen sind die beiden Bahnen, 
die Eros- und die Marsbahn, in einander verschlungen 
wie zwei Glieder einer Kette, so daß die Bahnen, wenn 
man sie durch Drahtringe darstellen wollte, in einander 
hängen würden. 

Wegen der großen Neigung seiner Bahn entfernt 
sich dieser Planet weit vom Tierkreise. So stand er 
während seiner Opposition im Jahre 1900 eine Zeit 
lang so weit nördlich, daß er in unseren mittleren 
Breiten gar nicht unterging und den Meridian nörd- 
lich vom Zenit passierte. Diese Eigentümlichkeit seiner 
Bewegung ist ohne Zweifel die Ursache gewesen, daß 
er nicht schon früher entdeckt wurde. Während seiner 
starken Annäherung an die Erde im Winter 1 900/1 901 
wurde er genauer beobachtet, und da stellte es sich heraus, 



— 205 — 

daß er von Stunde zu Stunde seine Helligkeit wechselte. 
Sorgfältige Beobachtungen zeigten, daß dieser Wechsel 
ganz periodisch in Zwischenzeiten von 2^, Stunden 
auftrat. In dieser Periode nahm sein licht mit großer 
Regelmäßigkeit ab und dann wieder zu. Einige Be- 
obachter stellten fest, dciß nach Ablauf jeder zweiten 
Periode die Lichtabnahme schwächer war wie sonst, 
so daß die wirkliche Periode eigentlich 5 Stunden be- 
trug. Zur Erklärung dieses eigentümlichen Licht- 
wechsels nahm man an, dciß dieser Planet in Wirk- 
lichkeit aus zwei um einander rotierenden Körpern 
besteht, die sich vielleicht gerade zu einem einzigen 
vereinigten. Wahrscheinlicher ist es wohl, daß die 
Veränderlichkeit des Eros davon herrührt, daß helle 
und dunkle Gebiete auf diesem kleinen Planeten exis- 
tieren, und daß er uns heller oder dunkler erscheint, 
je nachdem auf der uns zugekehrten Halbkugel helle 
oder dunkle Gebiete vorherrschen. Die Angelegenheit 
wurde noch verwickelter, als dieser Lichtwechsel all- 
mählich verschwand, nachdem man ihn monatelang 
beobachtet hatte. Die physische Konstitution dieses 
Planeten muß somit noch als völlig rätselhaft angesehen 
werden. 

Vom rein wissenschaftlichen Standpunkte aus ist 
Eros insofern höchst interessant, als er der Erde von 
Zeit zu Zeit so nahe kommt, daß seine Entfernung mit 
großer Genauigkeit gemessen werden kann. Hieraus 
kann man wiederum die Distanz der Sonne von der 
Erde und die Größen Verhältnisse des ganzen Sonnen- 
systems mit größerer Genauigkeit ermitteln, als durch 
irgend eine andere Methode. Leider ereignen sich 
diese günstigen Oppositionen nur in langen Zwischen- 
zeiten. Eine solche starke Annäherung des Eros an 



— 206 — 

die Erde fand bereits im Jahre 1892", also kurz vor 
seiner Entdeckung, statt. Wie sich nachträglich heraus- 
stellte, wurde er damals mehrfach an der Harvard- 
sternwarte photographiert, ohne in der sternreichen 
Umgehung erkannt zu werden. Seine Entfernung von 
der Erde betrug damals nur 0,16 astronomische Ein- 
heiten oder 24 Millionen Kilometer, während die größte 
Annäherung des Mars an die Erde fast 60 Millionen 
Kilometer beträgt. Eine starke Annäherung des Eros 
an die Erde ist nicht wieder vor 1931 zu erwarten. 

Um 1900 näherte sich Eros der Erde bis auf un- 
gefähr 50 Millionen Kilometer, und die vereinigten 
Beobachtungen verschiedener Sternwarten gingen da- 
mals in erster Linie darauf hinaus, seine genaue Stellung 
unter den Sternen von Abend zu Abend visuell oder 
photographisch zu bestimmen, um nachher seine Parallaxe 
hieraus ermitteln zu können. Doch der Planet war 
damals schwach und die Beobachtungen daher schwierig; 
trotzdem haben dieselben, wie eine vorläufige Be- 
arbeitung gezeigt hat, ein sehr genaues Resultat er- 
geben. 

Veränderungen des Lichtes, die einer Umdrehung 
um die Achse zugeschrieben werden könnten, sind 
außer bei Eros auch bei anderen kleinen Planeten 
wiederholt vermutet, aber ^och nicht mit Sicherheit 
festgestellt worden. 

8. Jupiter und seine Trabanten. 

Jupiter, der „Riesenplanet**, ist nächst der Sonne 
•der größte Himmelskörper im Sonnensystem. Er ist 
tatsächlich mehr als 3 mal so groß und hat ungefähr 
3 mal so viel Masse wie alle anderen Planeten zu- 



— 207 — 

sammen genommen. Trotzdem ist die Masse der Sonne 
doch so überwiegend, daß Jupiter noch nicht Yiooo ^^r 
Sonnenmasse ausmacht. 

Der Jupiter ist im Jahre 1905 Ende November, 
1906 Ende Dezember in Opposition zur Sonne ge- 
wesen und wird Ende Januar 1908 diese Stellung 
wieder erreichen; die Zeiten günstigster Sichtbarkeit 
treten also jedesmal einen Monat später ein als im 
vorhergehenden Jahre. In der Nähe seiner Opposition 
kann er am Himmel sowohl an seinem Glanz, wie an 
seiner Farbe leicht erkannt werden. Er ist dann nächst 
der Venus der hellste Stern am Himmel. Vom Mars, 
der ihm zuweilen an Helligkeit gleichkommt, ist er 
durch sein weißes Licht zu unterscheiden. Wenn wir 
ihn in einem kleinen Fernrohr, ja schon in einem ein- 
fachen Feldstecher betrachten, so können wir leicht 
sehen, daß er dann nicht mehr als ein leuchtender 
Punkt, sondern als eine Scheibe von beträchtlichen 
Dimensionen erscheint. Wir können femer auf seiner 
Oberfläche deutlich dunkle parallele Zonen erkennen. 
Diese dunklen Bänder wurden bereits vor 200 Jahren 
von Huyghens beobachtet und aufgezeichnet. Als man 
größere Fernrohre benutzte, lösten sich diese Bänder 
in verschiedene wolkenähnliche Gebilde auf, die sich 
nicht nur von Monat zu Monat, sondern sogar schon 
von Abend zu Abend veränderten. Durch sorgfältige 
Beobachtung der Lage dieser wolkenartigen Gebilde 
auf der Jupiterscheibe fand man, daß der Planet 
sich in ungefähr 9 Stunden 55 Minuten um seine 
Achse dreht. Die Rotation des Jupiter erfolgt mithin 
so rasch, daß der Astronom auf der Erde im Laufe 
eines einzigen Winterabends alle Teile der Oberfläche 
des Planeten nach einander zu Gesichte bekommt. 



208 



Zwei Eigentümlichkeiten des Planeten fallen dem 
aufmerksamen Beobachter am P"ernrohr sofort auf. 
Erstens, daß die Scheibe des Jupiter nicht gleichförmig 
hell ist, sondern nach dem Rande hin allmählich dunkler 
wird, so daß der letztere nicht hell und scharf, sondern 
weich und matt erscheint. In dieser Beziehung bildet 
die Erscheinung des Jupiter im Fernrohr einen direkten 




i 



Fig. 4i. Anblick des Jupitc 



9 Uhr M. E. Z. 



14- Jan 






L 



Gegensatz zum Monde oder zum Mars. Diese Licht 
abnähme des Jupiter nach dem Rande zu wird von 
manchen einer dichten Atmosphäre zugeschrieben, die 
vielleicht den Planeten umgibt. Die zweite Eigentüm- 
lichkeit des Jupiter, auf die wir hinweisen wollen, be- 
ruht in der elliptischen Form seiner Scheibe. Der 
Planet ist nicht völlig rund, sondern an den Polen ab- 
geplattet, wie unsere Erde, aber in viel stärkerem 
Maße. Selbst der aufmerksamste Beobachter würde 



4 




— 2og — 

von einem anderen Planeten aus bei unserer Erde 
keine Abweichung von der Kugelgestalt wahrnehmen, 
während bei Jupiter die Abplattung sehr augenfällig 
ist; sie beträgt Vie- Diese starke Abplattung des Pla- 
neten rührt zweifellos von der schnellen Drehung um 
seine Achse her. 

Die Oberfläche des Jupiter. 

Die Erscheinungen der Jupiteroberfläche sind fast 
ebenso wechselnd, wie die Erscheinungen der Wolken 
in unserer Erdatmosphäre. Für gewöhnlich sehen wir 
lange Streifen, deren Ursache anscheinend ebenso in 
Luftströmungen zu suchen ist, wie bei den Streifen- 
wolken auf der Erde. Zwischen diesen Wolken sieht 
man häufig runde weiße Flecke. Zuweilen haben die 
Wolken einen rötlichen Schein, besonders diejenigen 
in der Nähe des Äquators. Hier in mittleren Breiten, 
ein wenig nördlich und südlich vom Jupiteräquator, 
sind sie überhaupt auch am deutlichsten ausgesprochen 
und rufen daher in kleinen Fernrohren den erwähnten 
Eindruck dunkler Bänder hervor. 

Der Anblick des Jupiter ist fast in jeder Hinsicht 
sehr verschieden von demjenigen des Mars und der 
Venus. Im Gegensatz zum Mars finden wir auf seiner 
Oberfläche keine Gebilde von dauerndem Bestände. 
Vom Mars können Karten gezeichnet und von Gene- 
ration zu Generation auf ihre Richtigkeit hin ge- 
prüft werden, von Jupiter hingegen läßt sich in Er- 
mangelung irgend welcher fester Anhaltspunkte eine 
Kcirte nicht entwerfen. Immerhin hat man auf seiner 
Obertläche einzelne Gebilde mehrere Jahre hindurch 
beobachten können. Am bemerkenswertesten war ein 
großer roter Fleck, der auf der südlichen Halbkugel 

Newcomb, Astronomie. ^-^ 



— 2IO 

des Planeten im Sommer 1878 plötzlich auftauchte. 
Mehrere Jahre blieb er ein sehr deutliches, an seiner 
Farbe leicht kenntliches Objekt. Nach etwa zehn 
Jahren begann er zu verblassen; es geschah dies nicht 
stetig, sondern unter mehrfachen Schwankungen. Der 
Fleck schien manchmal bereits ganz verschwunden zu 
sein, dann leuchtete er wieder von neuem auf. Diese 
Erscheinungen dauerten etwa bis 1902,. von welchem 
Jahre ab der Fleck immer undeutlicher wurde. Wann 
und ob er überhaupt vollständig verschwunden ist, läßt 
sich nicht genau feststellen, da die Abnahme seiner 
Sichtbarkeit sehr langsam und sehr unbestimmt erfolgte. 
Einige mit guten Augen ausgestattete Beobachter be- 
richten, daß er auch jetzt noch schwach sichtbar sei. 

Physische Beschaffenheit des Jupiter. 

Die Frage nach der physischen Beschaffenheit dieses 
merkwürdigen Planeten ist noch unbeantwortet. Es 
läßt sich darüber noch keine einzige Hypothese auf- 
stellen, die alle Erscheinungen seiner Oberfläche er- 
klären könnte. 

Die bemerkenswerteste Eigenschaft des Planeten 
ist vielleicht seine geringe Dichtigkeit. vSein Durch- 
messer ist ungefähr 1 1 mal so groß, wie derjenige der 
Erde. Daraus folgt, daß sein Volumen dasjenige der 
Erde 1300 mal überschreiten muß. Seine Masse über- 
trifft dagegen diejenige der Erde nur um wenig mehr 
als das 300 fache. Hieraus folgt, daß seine Dichtigkeit 
viel geringer als diejenige der Erde ist; es ist fest- 
gestellt, daß sie nur ungefähr Yg größer ist als die 
Dichtigkeit des Wassers. Eine einfache Berechnung 
zeigt, daß die Schwerkraft an seiner Oberfläche zwei- 
bis dreimal so groß ist, als diejenige an der Erdober- 



21 I 



fläche. Angesichts dieser enormen Schwerkraft müßte 
man eigentlich vermuten, daß sein Inneres enorm zu- 
sammengepreßt und seine Dichtigkeit daher verhältnis- 
mäßig groß sei. Das würde auch zweifellos der Fall 
sein, wenn der Planet aus flüssiger oder fester Masse 
derselben Art wie die Erde zusammengesetzt wäre. 
Man könnte somit folgern, daß wenigstens seine äußeren 
Teile aus einem gasförmigen Stoffe bestehen. Wie 
ließe sich dies aber andererseits in Einklang bringen 
mit dem langen, fast 30jährigen Bestehen des roten 
Flecks? Indessen bleibt heute nichts anderes übrig, 
als die Hypothese von der Gasform des Planeten ohne 
wesentliche Einschränkung anzunehmen. Außer dem 
Beweis für die Existenz von Wasserdampf in seiner 
Atmosphäre, der durch das fortwährend wechselnde 
Aussehen des Planeten erbracht ist, haben wir eine 
weitere, fast einwandfreie Stütze dieser Hypothese in 
dem Gesetz seiner Achsendrehung. Man hat nämlich 
gefunden, daß der Jupiter darin der Sonne gleicht, 
daß seine Äquatorialgegenden in kürzerer Zeit rotieren, 
als die Gebiete nördlich und südlich davon; diese Er- 
scheinung stellt wahrscheinlich ein allgemeines Rota- 
tionsgesetz gasförmiger Körper dar. Es scheint somit, 
daß Jupiter bezüglich seiner physischen Eigenschaften 
mehr oder weniger der Sonne ähnelt, eine Ansicht, 
mit der sein Aussehen im Fernrohr völlig überein- 
stimmt. Der Unterschied zwischen der Umdrehungszeit 
am Äquator und in mittleren Breiten beträgt bei Jupttjer^ 
soviel wir bis jetzt wissen, etwa fünf Minuten. D»' 
heißt, die Äquatorialgegenden vollenden eine 
drehung in 9 Stunden 50 Minuten, während ein 
in den mittleren Breiten in 9 Stunden 55 IL 

rotiert. Dies bedeutet einen Geschwindigkeitsanters 

14* 



212 — 

von ungefähr 400 km in der Stunde, der selbst bei 
Annahme einer flüssigen Oberfläche nicht denkbar 
wäre. 

Es ist eigentümlich, daß für die Umdrehung der 
Jupiterkugel in verschiedenen Breiten noch kein be- 
stimmtes Gesetz gefunden ist wie bei der Sonne. Wenn 
man sich nur auf die dürftigen Beobachtungen stützen 
wollte, die über die Jupiterrotation vorliegen, so müßte 
man eigentlich zu dem Schluß gelangen, daß die Zeit- 
differenz in der Umdrehung nicht stetig vom Äquator 
nach Norden und Süden ansteigt, sondern in einer 
gewissen Breite fast plötzlich eintritt. Eine solche 
Schlußfolgerung kann aber nicht eher als berechtigt 
angesehen werden, bis sie durch längere Beobachtungs- 
reihen steng nachgewiesen ist. Es ist sehr zu wünschen, 
daß über diesen Gegenstand einmal eine genauere 
Untersuchung angestellt wird. 

Indessen besteht noch eine weitere Ähnlichkeit 
zwischen Jupiter und der Sonne: beide sind nämlich 
in der Mitte ihrer Scheibe heller, als gegen den Rand 
zu. Bei Jupiter ist, wie bereits erwähnt, diese Licht- 
abnahme nach den Randgegenden sogar sehr auffallend, 
und die äußere Begrenzung seiner Scheibe erscheint 
wesentlich weicher, als bei irgend einem anderen Pla- 
neten. 

Die Ähnlichkeit zwischen der Oberflächenbeschaffen- 
heit der Sonne und des Jupiter hat zumal bei der 
großen Helligkeit des Planeten zu der Frage Anlaß 
gegeben, ob Jupiter nicht ganz oder wenigstens noch 
zum Teil selbstleuchtend sei. Auch diese Frage harrt 
noch ihrer Lösung. 

Der Gedanke, daß der Planet noch viel eigenes 
Licht ausstrahlt, wird wohl schon genügend durch die 



— 213 — 

Tatsache widerlegt, daß die Trabanten des Jupiter 
völlig verschwinden, wenn sie in seinen Schatten 
treten. Wir können daher mit Bestimmtheit behaupten, 
daß Jupiter nicht genug Licht aussendet, um einen 
Trabanten soweit zu erleuchten, daß wir ihn in diesem 
Lichte allein sehen könnten. Wenn der Trabant von 
dem Planeten auch nur ein Prozent desjenigen Lichtes 
erhielte, das er von der Sonne empfängt, so wäre 
seine Unsichtbarkeit im Jupiterschatten kaum denkbar. 
Ferner hat man gefunden, daß das Licht, welches 
Jupiter aussendet, doch schon etwas geringer ist, als 
dasjenige, welches er von der Sonne erhält. Hieraus 
folgt, daß die ganze Lichtmenge, die der Planet aus- 
strahlt, auch nur reflektiertes Licht sein kann; man 
braucht hierbei nicht einmal anzunehmen, daß der 
Planet eine größere Rückstrahlungskraft besitzt, als 
weiße Körper auf d^r Erdoberfläche. Immerhin bleibt 
auch dann noch die Frage offen, ob nicht vielleicht 
einzelne weißen Flecken, die manchmal auf seiner Ober- 
fläche auftauchen und oft viel heller sind, als die anderen 
Teile des Planeten, doch mehr Licht ausstrahlen als 
sie von der Sonne erhalten, und daher noch in eigenem 
Lichte leuchten. 

Eine Hypothese, die sich noch am besten allen 
Erscheinungen des Planeten anpaßt, läßt sich dahin 
formulieren, daß der Planet einen festen Kern besitzt, 
wie die Erde oder irgend ein anderer Planet, und daß 
die geringe Durchschnittsdichtigkeit der ganzen Masse 
dem Charakter der Materie zuzuschreiben ist, die diesen 
Kern umgibt. Aller Wahrscheinlichkeit nach besitzt 
der Kern noch eine sehr hohe Temperatur, die selbst 
derjenigen der Sonnenoberfläche nahe kommen mag. 
Diese Temperatur nimmt jedoch nach außen zu all- 



— 214 — 

mählich ebenso ab, wie wir es bei der Sonne ja auch 
vermuten, und auf diese Weise erklärt es sich viel- 
leicht, daß die äußere Materie, die uns als die Be- 
grenzung und die Oberfläche des Planeten erscheint, 
keine genügend hohe Temperatur mehr besitzt, um eine 
nennenswerte Menge von Licht und Wärme auszu- 
strahlen. 

Alles in allem kann man Jupiter als eine kleine 
Sonne ansehen, deren Oberfläche soweit erkaltet ist 
daß sie kein Licht mehr ausstrahlt. 

Die Monde des Jupiter. 

Als Galilei sein erstes kleines Fernrohr auf den 
Planeten Jupiter richtete, war er nicht wenig über- 
rascht, ihn von vier Begleitern umgeben zu sehen. 
Nachdem er sie einige Abende hindurch beobachtet 
hatte, fand er, daß sie um ihren Zentralkörper Kreise 
beschrieben, genau so, wie die damals noch nicht all- 
gemein anerkannte Theorie des Kopernikus.es für die 
Planeten des Sonnensystems verlangte. Diese merk- 
würdige Ähnlichkeit der Jupiterwelt mit dem Sonnen- 
system erwies sich als eine kräftige Stütze der Koperni- 
kanischen Theorie. 

Die vier großen Jupitermonde können schon mit 
einem gewöhnlichen Fernrohr, ja selbst mit einem 
guten Opernglase gesehen werden. Man hat sogar an- 
genommen, daß gute Augen sie manchmal ohne optische 
Hilfsmittel wahrnehmen können. Sie sind sicher so 
hell wie die schwächsten Sterne, die mit bloßem Auge 
noch zu erkennen sind, indessen bildet der Glanz des 
benachbarten Planeten selbst für das schärfste Auge 
ein schwer zu überwindendes Hindernis bei ihrer Wahr- 
nehmung. Was es mit dem Sehen der Jupitermonde 



— 215 — 

mit bloßem Auge oft für eine Bewandtnis hat, lehrt 
eine Geschichte, die Arago erzählt. Eine Frau erklärte, 
diese Körper jederzeit sehen, ja sogar ihre gegenseitige 
Stellung angeben zu können. Beim genaueren Nachprüfen 
fand man aber, daß sie die Monde stets auf der entgegen- 
gesetzten Seite des Planeten zu sehen vorgab, als 
sie wirklich standen. Die Vermutung lag nun nahe, 
daß sie die Stellungen einer astronomischen Zeitschrift 
oder einem Jahrbuch entnommen hatte, wo Zeichnungen 
von der Stellung der Jupitertrabanten für jeden Tag 
des Jahres veröffentlicht werden, bei denen aber oben 
und unten, links und rechts vertauscht ist, um den 
Anblick in einem astronomischen, also umkehrenden 
Fernrohr wiederzugeben. Nichtsdestoweniger ist es 
wohl möglich, daß, wenn die beiden äußeren Trabanten 
gerade dicht neben einander stehen, sie durch ihr ver- 
eintes Licht auch dem unbewaffneten Auge sichtbar 
werden können. 

Aus den Messungen von Barnard folgt für die 
vier großen Jupitermonde ein Durchmesser von 2800 
bis 4800 km. Sie unterscheiden sich also bezüglich 
ihrer Größe nicht wesentlich von unserem Monde. 
Bis zum Jahre 1892 waren nur vier Jupitermonde be- 
kannt, dann entdeckte Barnard mit dem großen Lick- 
refraktor einen fünften, der dem Planeten viel näher 
steht als die anderen vier. Er vollendet einen Umlauf 
um Jupiter in etwas weniger als 12 Stunden. Es ist 
dies die kürzeste bekannte Umlaufszeit im Sonnen- 
system, wenn wir von dem inneren Marstrabanten ab- 
sehen. Indessen ist diese Zeit doch schon etwas länger 
als die Rotationsdauer des Jupiter, während bei Mars, 
wie wir gesehen haben, der innerste Mond noch vor 
Ablauf eines Marstages einen vollen Umlauf ausführt. 



— 2l6 — 

Der nächste Jupitertrabant, oder der innerste von den 
vier zuerst bekannten, noch heute der erste Trabant 
genannt, bewegt sich in ungefähr i Tag und 18^2 
Stunden einmal um Jupiter herum, während der äußerste 
oder vierte Trabant hierzu fast 17 Tage braucht. 

Der fünfte Trabant gehört zu den schwierigsten 
Objekten im Sonnensystem, und nur einige wenige 
der stärksten Fernrohre der Welt haben ihn zu zeigen 
vermocht. Seine Bahn ist ausgesprochen exzentrisch 
und besitzt infolge der elliptischen Form des Haupt- 
planeten die merkwürdige Eigentümlickeit, daß ihre 
große Achse und daher auch ihr Perihelpunkt einen 
vollständigen Umlauf in einem Jahre vollenden. 

Ein sechster und siebenter Trabant des Jupiter, 
wenn man sie so nach der Reihenfolge ihrer Entdeckung 
bezeichnet, wurde im Winter 1904 — 1905 von Perrine 
auf der IJcksternwarte gefunden. Die Entdeckung ge- 
schah mit Hilfe der Photographie, die allein so schwache 
Körper noch abzubilden vermag, indessen ist der sechste 
Mond neuerdings bereits mehrfach an großen Instrumen- 
ten auch visuell beobachtet worden. Diese beiden neuen 
Trabanten sind wesentlich weiter vom Jupiter entfernt, 
als die fünf anderen, und brauchen mehr als sechs 
Monate zu einem vollständigen Umlauf. Sie sind nicht 
nur wegen ihrer Kleinheit, sondern auch wegen der 
beträchtlichen Neigung und Exzentrizität ihrer Bahnen 
bemerkenswert. Die letztere ist z. B. so groß, daß 
die größte Entfernung des inneren der beiden Monde 
vom Jupiter die mittlere Entfernung des äußeren über- 
trifft. 

Schon wiederholt ist die Frage aufgeworfen worden, 
ob die Jupitertrabanten runde Körper seien wie die 
Planeten und die meisten anderen Monde. Einige Beob- 



— 217 — 

achter, besonders Barnard und W. H. Pickering, haben 
sonderbare Veränderungen in der Form des ersten Tra- 
banten wahrend seines Vorüberganges vor der Jupiter- 
scheibe beobachtet. Zu gewissen Zeiten sah er wie 
ein Doppelkörper aus. Nach wiederholten sorgfältigen 
Beobachtungen konnte jedoch Barnard erkennen, daß 
die Erscheinung dem wechselnden Tone des Hinter- 
grundes, gegen den der Trabant sich auf dem Planeten ab- 
hob, zum Teil auch gewissen Schattierungen, helleren und 
dunkleren Partien auf dem Trabanten zuzuschreiben sei. 

Während ihres Umlaufs um den Planeten zeigen 
diese Körper mancherlei interesgante Erscheinungen, 
die schon mit Fernrohren mittlerer Größe beobachtet 
werden können. Vor allen Dingen sind an dieser Stelle 
ihre Finsternisse und Durchgänge vor der Planeten- 
scheibe zu erwähnen. Während des Teils ihres Laufes, 
der von der Sonne aus gesehen jenseits des Planeten 
liegt, passieren die Jupitermonde fast stets den Schatten 
des Planeten. Nur beim vierten, dem entferntesten 
Trabanten kommen Ausnahmen vor, insofern als er 
zuweilen ober- oder unterhalb des Schattens vorüber- 
ziehen kann, wie es unser Mond bezüglich des Erd- 
schattens in der Regel tut. Wenn ein Trabant in den 
Schatten tritt, so sieht man ihn allmählich verblassen, 
bis er endlich dem Auge ganz verschwindet. 

In dem Teile ihrer Bahn, der von der Erde aus 
gesehen diesseits liegt, gehen die Jupitermonde xn^ 
über die Planetenscheibe hinweg. Man beobacht) 
in der Regel, daß wenn ein Trabant d^n PI« 
rührt, er wegen der dunklen Färbung de" 
randes heller erscheint als der letztere. W 
jedoch der Planetenmitte nähert, kann er trot 
Umständen dunkler aussehen als der Hiu 



— 2l8 — 

Diese Erscheinung rührt natürlich nicht von einer Ver- 
änderung der Helligkeit des Trabanten her, sondern 
von der schon erwähnten Tatsache, daß der Planet in 
der Mitte heller erscheint als am Rande. Noch inter- 
essanter und eindrucksvoller ist der Schatten eines 
Trabanten, der unter solchen Umständen zuweilen auf 
dem Planeten sichtbar wird, und wie ein schwarzer 
Körper neben dem Trabanten einherzieht. 

Die Erscheinungen der Jupitermonde einschließlich 
ihrer Durchgänge werden in astronomischen Jahrbüchern 
und Zeitschriften vorher angezeigt, so daß ein Beob- 
achter stets erfahren kann, wann er nach dem Planeten 
auszuschauen hat, um eine Finsternis oder einen Durch- 
gang zu beobachten. 

Die Finsternisse des innersten der vier älteren 
Trabanten ereignen sich in Zwischenzeiten von weniger 
als zwei Tagen. Durch die Beobachtung der Zeiten 
dieser Finsternisse kann man in unbekannten Gegen- 
den der Erde die geographische Länge leichter be- 
stimmen als durch irgend eine andere Methode. Man 
muß hierzu erst die Abweichung seiner Uhr von der 
genauen Ortszeit feststellen, was nach einfachen astro- 
nomischen Beobachtungen geschieht, mit denen die 
Astronomen und Seefahrer vertraut sind. Hat man 
aber die genaue Ortszeit, in der eine Finsternis des 
Trabanten stattfand, ermittelt und vergleicht sie mit 
der Zeit, die in dem Jahrbuch vorhergesagt ist, so er- 
gibt die Differenz sofort die in Zeit ausgedrückte geo- 
graphische Länge des Beobachtungsortes. 

Der Hauptmangel dieser Methode liegt darin, daß 
sie nur genäherte Resultate ergibt, da Beobachtungen 
des Zeitmomentes solcher Finsternisse bis auf einen 
starken Bruchteil einer Minute unsicher sind. Eine 



Zeitminute entspricht aber, wie wir bereits gesehen 
haben, am Äquator 15 Minuten Bogenmaß oder i 
meilen. In den Polargegenden ist jedoch die Wirkung 
des Beobachtungsfehlers wegen der Konvergenz der 
Meridiane nach Norden und Süden zu wesentlich ge- 
ringer, so daß die Methode für Polarforscher i 
hin höchst wertvoll bleibt. 



9. Das Satumsystem. 

Nächst Jupiter ist Saturn der größte und schwerste 
Planet des Sonnensystems. Er vollendet seine Bahn 
um die Sonne in 2g '/j Jahren. Wenn der Planet 




Fig. |Z. Sawrn nach e 



! Zeichnung von J. E. Keeler. 



sichtbar ist, erkennt man ihn ohne Schwierigkeit an der 
mattgelben Farbe seines Lichtes. In den nächsten Jahren 
wird er im Herbst in Opposition sein, jedes Jahr un- 
gefähr 1 1 bis 1 3 Tage später. So fällt z. B. in den 
Jahren 1906 bis 1908 seine Opposition in den Monat 
September, in den Jahren 1909 und 1910 in den Ok- 
tober usw. Zu diesen Zeiten wird Saturn jeden Abend 
nach Eintritt der Dunkelheit am östlichen Himmel sicht- 
bar sein. Der Hanet sieht fast so aus wie Arkturus, 



220 

der zur Zeit der Saturnoppositionen der nächsten Jahre 
abends am westlichen Himmel zu finden ist. 

Wenngleich Saturn bei weitem nicht so hell wie 
Jupiter ist, so stellt er mit seinen Ringen doch den 
interessantesten Planeten des Sonnensystems dar. Kein 
anderes Objekt am Himmel kommt diesen Ringen gleich, 
und es überrascht durchaus nicht, daß sie den ersten 
Beobachtern am Fernrohr ein Rätsel waren. Galilei 
erschienen sie anfangs wie zwei Henkel des Planeten, 
nach einem oder zwei Jahren entschwanden sie jedoch 
gänzlich seinen Blicken. Wir wissen heute, daß sich 
dieses Verschwinden des Saturnringes in gewissen 
Perioden regelmäßig ereignet, da wir an manchen 
Stellen seiner Bahn gerade nur die schmale Kante 
des flachen Ringes sehen. In Galileis unvollkommenem 
Fernrohr war diese dünne Kante natürlich unsichtbar, 
und der Planet erschien gänzlich ohne Ring. Das 
Verschwinden des Ringes versetzte den Florentiner 
Beobachter in große Verlegenheit; er fürchtete bereits, 
das Opfer einer Täuschung geworden zu sein, und gab 
daher die Beobachtungen des Saturn auf. Er war da- 
mals schon bejahrt und überließ Anderen die Fort- 
setzung seiner Beobachtungen. Natürlich erschienen die 
von ihm anfangs bei dem Planeten wahrgenommenen 
Henkel bald wieder, aber es gab kein Mittel, zu er- 
gründen, was sie eigentlich sind. Erst nach mehr 
als 40 Jahren wurde das Rätsel durch den großen hol- 
ländischen Astronomen und Physiker Huyghens gelöst, 
der in einem Anagramm bekannt machte, daß der 
Planet „von einem dünnen, ebenen Ring umgeben sei, 
der ihn nirgends berühre und gegen die Ekliptik ge- 
neigt sei". 



221 

Wechselndes Aussehen der Ringe des Saturn. 

Im Jahre 1666 wurde die Sternwarte in Paris ge- 
gründet, eines der bedeutendsten wissenschaftlichen 
Institute Frankreichs, deren Errichtung der Regierung 
Ludwigs XIV zum Ruhme gereichen. Hier entdeckte 
Cassini eine Teilung im Saturnring, indem er zeigte, 
daß derselbe eigentlich aus zwei ineinander schweben- 
den, in einer Ebene liegenden Einzelringen besteht. 
Der äußere dieser Ringe scheint in der Mitte noch- 
mals durch eine Linie getrennt zu sein, die man als 
Enckesche Teilung zu bezeichnen pflegt, nach dem 
Berliner Astronomen Encke, der sie zuerst bemerkt 
hat. Die Erscheinung dieser zweiten Spalte ist jedoch 
noch nicht ganz aufgeklärt; sie ist jedenfalls nicht so 
scharf und deutlich ausgesprochen, wie die Cassinische 
Trennung, sondern erscheint nur als zarter Schatten 
auf dem Außenring. 

Um die wechselnde Erscheinung der Ringe zu 
verstehen, wollen wir uns Fig. 43 ansehen: sie zeigt, 
wie die Ringe und Saturn aussehen würden, wenn 
wir sie — in Wirklichkeit ist das niemals möglich — von 
oben herab sehen könnten. Wir bemerken zunächst 
die dunkle Cassinische Trennung, welche die Ringe in 
zwei Einzelringe teilt, einen inneren und einen äußeren, 
von denen der letztere der schmälere ist. Auf dem 
äußeren Ring sehen wir fernerhin die schwache graue 
Enckesche Trennung, die viel weniger scharf erscheint 
und viel schwerer zu sehen ist als die andere. Der 
innere Ring geht nach dem Planeten zu schließlich in 
eine graue Borde über, die Kreppring genannt 
wird. Dieser Kreppring wurde zuerst von Bond 
auf der Harvardsternwarte bemerkt, und dann lange 
als ein besonderer und getrennter Ring angesehen. 



Sorgfältige Beobachtungen haben jedoch gezeigt, daß 
diese Ansicht den Tatsachen nicht ganz entspricht. 
Der Kreppring setzt sich außen an den Rand des 
inneren Ringes unmittelbar an, und geht allmählich in 
diesen über. 




Die Ringe des Saturn sind um z8 Grad gegen 
die Ebene seiner Bahn geneigt, und behalten stets die- 
selbe Richtung im Räume bei, während der Planet 
um die Sonne kreist. Die Wirkung dieser unveränder- 
lichen Lage erläutert Fig. 44, welche die Bahn des 
Saturn um die Sonne in perspektivischer Verkürzung 
zeigt. Wenn der Planet bei A steht, scheint die Sonne 
auf den nördlichen (oberen) Teil des Ringes. 7 Jahre 
später, wenn der Planet bei B steht, wird der Ring 




— 223 — 

seitwärts von der Sonne beleuchtet. Nach dem Passieren 
des Punktes B bescheint die Sonne die südliche untere 
Hälfte des Ringes, zuerst schräg, dann immer steiler, 
bis der Planet C erreicht, wo die Neigung des Ringes 
gegen die Sonnenrichtung am größten ist und 28 Grad 
beträgt. Dann nimmt diese Neigung wieder ab^ bis 
der Planet D passiert, wo wieder die schmale Kante 
des Ringes der Sonne zugekehrt ist. Von dem Punkte 
D an über A bis B scheint die Sonne wieder auf die 
nördliche Seite des Ringsystems. 

Im Vergleich mit Saturn stehen wir der Sonne so 
nahe, daß der Ring uns trotz der veränderlichen Stellung 
der Erde in ihrer Bahn fast genau so erscheint, wie 
er einem Beobachter auf der Sonne erscheinen würde. 
Es gibt somit eine Periode von ungefähr 15 Jahren, 
während der wir die Nordseite, und eine ebensolange 
Periode, während der wir die Südseite der Ringe sehen. 
In den Übergangszeiten blicken wir immer schräger 
auf die Ebene der Ringe, bis diese von der Seite ge- 
sehen sich zu einer einzigen Linie zusammenschließen, 
oder sogar ganz verschwinden. Nach einiger Zeit 
öffnen sie sich wieder, um nach weiteren 15 Jahren 
wieder zu verschwinden. Die letzten Perioden der Un- 
sichtbarkeit des Saturnringes fanden im Herbst 1891 
und im Sommer 1907 statt. 

Da wir jetzt wissen, welche Gestalt die Ringe in 
Wirklichkeit haben, können wir auch ihr scheinbares 
Aussehen im Fernrohr und ihre seltsamen Veränder- 
ungen verstehen. Fig. 42 zeigt das Ringsystem des 
Saturn in mittlerer Lage, doch erhält man von ihnen 
den besten Eindruck, wenn sie möglichst weit geöffnet 
sind, der Planet also die Stellung A oder C der Fig. 



— 224 

44 einnimmt. In diesem Falle sind die Teilungen und 
der Kreppring am deutlichsten sichtbar. 

Der Schatten der Planetenkugel auf dem Ring macht 
sich als eine dunkle Kerbe bemerkbar, und andererseits 
erzeugt auch der Ring auf dem Planeten eine dunkle 
Schattenlinie. 

Besonders interessant sind die etwas seltenen Fälle, 
in denen die Ebene des Ringes gerade zwischen Erde 
und Sonne fällt. Dann bescheint die Sonne die eine 
Seite des Ringes, während wir, allerdings unter einem 
sehr starken Winkel, auf die andere Seite blicken. Die 
Gelegenheit, Saturn gerade zu dieser Zeit zu beobachten. 




P'ig. 44. Unveränderliche Achsenlage des Saturn während seines 

Umlaufes um die Sonne. 



kommt selten wieder. In den beiden letzten Fällen 
1877 und 1891 konnte man die Erscheinung nur wenige 
Tage sehen, und obendrein war gerade die Stellung des 
Planeten für diese Beobachtung nicht günstig. Nichts- 
destoweniger gelang es im Jahre 1891 Barnard auf 
der Lickstern warte einen Eindruck von der Erschei- 
nung zu gewinnen und festzustellen, daß die Ringe 
total unsichtbar waren, obwohl ihr Schatten sich von 
der Planeten Oberfläche deutlich abhob. Diese Beob- 
achtung zeigt, daß die Ringe so dünn sind, daß ihre 
Kanten selbst im größten Fernrohre unsichtbar bleiben. 




Woraus bestehen die Saturnringe? 
Als man erkannt hatte, daß dieselben Gesetze der 
Mechanik, die man aus Erscheinungen auf der Erde 
abgeleitet hatte, auch die Bewegungen der Himmels- 
körper beherrschen, boten die Saturnringe eine rätsel- 
hafte Erscheinung dar. Wodurch werden die Ringe 
in der Schwebe gehalten? Was hindert den Planeten 
daran, gegen den 
inneren Ring zu 
prallen und eine 
Katastrophe herbei- 
zuführen, die dann 
diese ganze schöne 
Schöpfung zerstö- 
ren würde? Eine 
Zeidang nahm man 
an, daß ein flüssiger 
Ring gegen eine 
solche Katastrophe 
gesichert sei, dann 
wurde aber wieder 
das Gegenteil be- 
wiesen. Schließlich 
kam man zu der 
Annahme, daß die 
Ringe überhaupt keinen zusammenhängenden Körper 
irgend welcher Art darstellen können , sondern nur 
eine dichte Masse von einzelnen winzigen Körpern 
bilden, die vielleicht aus kleinen Trabanten oder auch 
nur aus Teilchen wie Kiesel oder Staub besteht, ja daß 
sie vielleicht sogar einer Rauchwolke nicht unähnlich 
seien. Die Richtigkeit dieser Annahme wies Seeliger 




-ig. 45. Anblick des Saluin in 
Okiober 1891 nach Barnard. 



— 226 

aus Helligkeitsmessungen des Saturnringes nach; ein 
anderer direkter Beweis wurde 1895 von Keeler durch 
das Spektroskop erbracht Keeler fand, daß die dunkeln 
Linien des Ringspektrums nicht gerade durchgingen, 
sondern gebogen und gebrochen erschienen. Hierdurch 
war der Nachweis geliefert, daß die Materie der Ringe 
sich um den Planeten mit ungleicher Geschwindigkeit 
dreht, und zwar ließ sich nachweisen, daß diese Rotation 
am äußersten Rande am langsamsten und nach dem 
inneren Rande zu immer rascher erfolgt, genau so, wie 
ein an der betreffenden Stielle stehender Trabant es 
nach dem dritten Keplerschen Gesetz tun würde, was 
nur der Fall sein kann, wenn der Ring aus einzelnen 
Körpern besteht Würde er eine zusammenhängende 
Masse bilden, so müßte, gerade umgekehrt als Keelers 
Beobachtung ergab, die lineare Geschwindigkeit am 
äußersten Rande am größten sein. 

Die Trabanten des Saturn. 

Abgesehen von den Ringen, ist Saturn noch von 
einem aus 10 Trabanten bestehenden Gefolge umgeben, 
er besitzt also eine größere Zahl von Monden als irgend 
ein anderer Planet Die Saturnmonde sind bezüglich 
ihrer Größe sehr ungleich. Der hellste, Titan, kann 
schon mit einem kleinen Fernrohr beobachtet werden, 
der schwächste der älteren 8 Trabanten, Hyperion, ist 
dagegen nur mit den stärksten Instrumenten sichtbar. 
Der 9. und 10. Trabant konnten bisher fast nur photo- 
graphisch verfolgt werden. 

Titan wurde von Huyghens zu derselben Zeit ent- 
deckt, als dieser das Wesen der Ringe enträtselt hatte. 
Hieran knüpft sich eine Geschichte, die erst kürzlich 
durch die Veröffentlichung von Huyghens' Briefwechsel 



— 227 — 

bekannt geworden ist. Nach dem Brauche jener Zeit 
suchte Huyghens sich die Priorität seiner Entdeckung 
dadurch zu sichern, daß er sie wieder in ein Anagramm 
einkleidete, eine Zusammenstellung von Buchstaben, die 
richtig geordnet den Leser benachrichtigen sollten, daß 
der neu entdeckte Begleiter des Saturn seinen Umlauf 
in 15 Tagen vollführt. Eine Abschrift des Anagramms 
wurde unter anderem auch Wallis, einem englischen 
Mathematiker, zugeschickt. In seinem Antwortschreiben 
dankte der letztere Huyghens für dessen Aufmerksamkeit, 
bemerkte aber, er hätte ihm auch etwas mitzuteilen und 
kleidete diese Nachricht gleichfalls in eine noch längere 
Buchstabenreihe. Bei der Auflösung des Walhsschen 
Anagramms merkte Huyghens zu seiner Überraschung, 
daß es genau denselben Inhalt hatte, wie das seinige. 
Nur war bei Wallis die Entdeckung mit etwas anderen 
Worten und ausführlicher mitgeteilt. Es stellte sich 
heraus, daß Wallis, der Anagramme sehr geschickt 
zu lösen verstand, den Sinn der Huyghensschen Buch- 
stabenzusammenstellung bald herausgefunden hatte, und, 
um die Zwecklosigkeit der Anagramme zu zeigen, für 
die ihm nun offenbar gewordene Tatsache der Ent- 
deckung zum Scherz ein eigenes Anagramm aufstellte. 
Huyghens soll von dem Scherz wenig erbaut gewesen 
sein. 

Als Huyghens 1655 seine Entdeckung des Titan 
bekannt machte, konnte er sich beglückwünschen, 
daß er nunmehr das Sonnensystem komplett gemacht 
habe. Es gab nun gerade 6 große und 6 kleine Welt- 
körper im Planetensystem. Aber schon innerhalb der 
folgenden 30 Jahre zerstörte Cassini diesen ganzen 
Mystizismus durch die Entdeckung von 4 weiteren 

Trabanten des Saturn. Dann fand W. H ersehet ein 

15* 



— 228 — 

Jahrhundert später 1789 noch 2 Saturnmonde. Endlich 
wurde 1848 an der Harvard-Sternwarte von Bond 
der achte gefunden. Um 1897 zeigten Himmelsphoto- 
graphieen, die auf der südamerikanischen Zweigsternwarte 
des Harvard-Observatoriums ausgeführt waren, in der 
Nähe des Saturn einen Stern, der von dem Planeten 
weiter entfernt stand, als der äußerste bekannte Trabant 
und jeden Abend in anderer Stellung erschien. Daß 
dieser Stern ein neunter Saturnmond war, steht heute 
fest. Bei den photographischen Aufnahmen, die zwecks 
weiterer Verfolgung dieses Mondes — er hat den Namen 
Phoebe erhalten — ausgeführt wurden, fand W. H. 
Pickering noch einen 10. Mond des Saturn, der sich 
fast genau in der Bahn des Hyperion bewegt. Auch diese 
Entdeckung ist wohl gesichert, obwohl noch weitere Be- 
obachtungen zur Feststellung der Bahn erforderlich sind. 

Im folgenden ist eine Liste der neun in ihrer Bahn 
sicher bestimmten Trabanten mit ihren Entfernungen 
vom Saturn, ausgedrückt in Halbmessern des letzteren, 
und ihren Umlaufszeiten gegeben, nebst den Entdeckern 
und dem Entdeckungsjahr: 









Jahr 


Entfernung 




No. 


Name 


Entdecker 


der Ent- 


vom 


Umlaufszeit 


- 






deckung 


Planeten 




I 


Mimas 


W. Herschel 


1789 


3 


Tg. 23 Std. 


2 


Enceladus 


W. Herschel 


1789 


4 


I V 9 »» 


3 


Tethys 


Cassini 


1684 


5 


I „'21 




4 


Dione 


Cassini 


1684 


6 


2 „ 18 , 




5 


Rbea 


Cassini 


1672 


9 


4 »' 12 . 




6 


Titan 


Huyghens 


1^55 


20 


15 M 23 




7 


Hyperion 


Bond 


1848 


24 


21 „ 7 




8 


Japetus 


Cassini 


1671 


59 


79 » 8 , 




9 


Phoebe 


W. H. Pickering 


1897 


215 


546 „ 12 , 





— 229 

Das AuflFallende an dieser Liste bilden die großen 
Lücken zwischen dem 5. und 6., femer zwischen dem 7,, 
8., und 9. Trabanten. Die fünf inneren scheinen eine 
Gruppe für sich zu bilden. Dann kommt eine Lücke, 
die an Breite die Entfernung des 5. Satelliten vom Saturn 
überschreitet; dann wieder eine Gruppe, zu der Titan 
und H)rperion, eventuell auch noch der 10. Satellit ge- 
hören. Die nächste Lücke ist breiter als die Entfernung 
des Hyperion; zwischen Japetus und Phoebe liegen 
sogar nahezu 3 Entfernungen des ersteren. 




Fig. 46. Beziehungen zwischen den Bahnen des Titan und Hyperion. 

Auch das Verhältnis der Umlaufszeiten der 4 inneren 
Monde ist merkwürdig. Die Umlaufszeit des dritten 
Trabanten ist fast genau zweimal so groß, wie die des 
ersten und die Umlaufszeit des vierten fast genau 
zweimal so groß wie die des zweiten. Auch sind 
4 Perioden des Titan fast genau 3 Umläufen des 
Hyperion gleich. 



— 230 — 

Dieses letzte Verhältnis macht sich durch eine 
sehr eigentümliche Einwirkung der Gravitation auf die 
Bahnen dieser beiden Himmelskörper bemerkbar. Die 
Bahn des Hyperion, die äußere der beiden, ist sehr 
exzentrisch, wie Figiu- 46 zeig^ Nun denke man sich 
die Trabanten in einem bestimmten Zeitpunkt in Kon- 
junktion: Titan, den inneren und größeren bei A, Hy- 
perion außen bei a im gleichen Punkt der Bahn. Nach 
Ablauf von 65 Tagen wird Titan 4 Umdrehungen und 
Hyperion 3 vollendet haben, wodurch sie wieder in 
Konjunktion kommen und zwar fast an derselben Stelle 
ihrer Bahn bei B bezw. b. Bei einer dritten Konjunktion 
werden sie einander etwas oberhalb B b begegnen usw. 
Die aufeinanderfolgenden Konjunktionen liegen in 
Wirklichkeit noch näher beieinander, als es die Figur 
zeigt. Im Laufe von 19 Jahren bewegen sich diese 
Konjunktionspunkte einmal um den Kreis herum, so 
daß nach Ablauf dieser Zeit die Konjunktionen wieder 
in A a, B b usw. stattfinden. 

Diese langsame Bewegung des Konjunktionspunktes 
bewirkt, daß die Bahn des Hyperion oder, genauer 
ausgedrückt, ihre große Achse mit dem Konjunktions- 
punkt mit herumgeführt wird, so daß die Konjunktionen 
immer da eintreten, wo die Entfernung der beiden 
Bahnen am größten ist. Die punktierte Linie zeigt, 
welche Änderung auf diese Weise die Bahn des 
Hyperion in rund 9 Jahren erfährt. Ähnlich liegen 
die Verhältnisse beim ersten und dritten, sowie beim 
zweiten und vierten Saturntrabanten. 

Die gegenseitige Anziehung zwischen den Monden 
und der Ringmaterie bewirkt, daß mit alleiniger Aus- 
nahme des äußersten Trabanten diese Weltkörper sich 
fast genau in einer und derselben Ebene bewegen. Die 



— 231 — 

Sonnenanziehung cdlein würde in einigen tausend Jahren 
die Bahnen dieser Körper in verschiedene Ebenen aus- 
einanderziehen, die alle die gleiche Neigung gegen die 
Saturnbahn beibehielten; durch die gegenseitige An- 
ziehung der Monde und des Ringes bleibt jedoch die 
gemeinsame Bcihnebene erhalten, als ob sie durch ein 
starres System mit dem Planeten verbunden wäre. 

Physische Beschaffenheit des Saturn. 

Zwischen der physischen Beschaffenheit des Saturn 
und derjenigen seines Nachbarplaneten Jupiter besteht 
eine merkwürdige Ähnlichkeit. Beide haben eine sejir 
geringe Dichtigkeit, die Dichtigkeit des Saturn ist so- 
gar noch geringer als diejenige des Wassers. Eine 
weitere Ähnlichkeit liegt in der raischen Umdrehung, 
da Saturn um seine Achse in lo Stunden 14 Minuten 
rotiert, also in einer nur wenig längeren Periode als 
Jupiter. Seine Oberfläche scheint von wolkenartigen 
Bildungen bedeckt zu sein, die den Wolkenstreifen des 
Jupiter ähnlich sehen, aber viel schwächer sind, so daß 
sie nicht so leicht erkennbar sind wie dort. 

Was von der wahrscheinlichen Ursache der gie- 
ringen Dichtigkeit des Jupiter gesagt worden ist, paßt 
ebensogut auch auf Saturn. Es ist wahrscheinlich, 
daß der Planet einen verhältnismäßig kleinen, aber 
festen Kern hat, der von einer sehr dichten Atmo- 
sphäre umgeben ist, und daß wir nur die äußere Ober- 
fläche dieser Atmosphäre sehen. 

Diese Ansicht wird durch die Tatsache unter- 
stützt, daß der größte Trabant, Titan, viel dichter ist 
als der Planet selbst. Sein kubischer Inhalt ist näm- 
lich nur ungefähr Vi 0000 ^^s Saturnvolumens, während 



— 2^2 — 

seine Masse aus der Bewegung des Hyperion zu 
V4300 d^r Saturnmasse berechnet worden ist. 

10. Uranus. 

Uranus ist der siebente unter den großen Planeten, 
wenn wir nach ihrer Entfernung von der Sonne gehen. 
Er wird meistens als teleskopischer Planet bezeichnet, 
obwohl ihn ein gutes Auge auch ohne optische Hilfs- 
mittel finden kann, wenn der Beobachter nur genau 
weiß, wo er ihn zu suchen hat. Wenn die alten 
Astronomen eine so gründliche Durchmusterung des 
Himmels Abend für Abend vorgenommen hätten, wie 
es später Gould am südlichen Himmel nach der Er- 
richtung der Sternwarte in Cordoba getan hat, so hätten 
sie sicher noch vor Erfindung des Fernrohrs den Pla- 
neten gefunden, und das Dogma von der Siebenzahl 
der Planeten wäre aufgegeben worden. 

So wurde Uranus erst im Jahre 1781 von W. 
Her seh el entdeckt, der zuerst vermutete, den Kern eines 
Kometen vor sich zu haben. Die Art der Bewegung 
zeigte indessen bald, daß das neuentdeckte Objekt 
kein Komet sein könne, und so wurde er bald als ein 
zu unserem Sonnensystem gehöriger Planet erkannt. 
Aus Dankbarkeit gegen seinen königlichen Gönner 
Georg III. schlug Herschel vor, den Planeten Georgium 
Sidus zu nennen, eine Bezeichnung, die einige 70 Jahre 
in England in Gebrauch blieb. Seit 1850 hat man 
sich auf die Bezeichnung Uranus geeinigt, die Bode 
vorgeschlagen hatte, und die in Deutschland schon 
dauernd gebraucht wurde. 

Nachdem die Bahn des Uranus genauer bestimmt 
war, so daß sein scheinbarer Ort für eine Reihe von 



— 233 — 

Jahren zurückberechnet werden konnte, wxirde die merk- 
würdige Tatsache konstatiert, daß der neue Planet 
schon früher, ja bereits nahezu ein Jahrhundert vor der 
eigentlichen Entdeckung gesehen und beobachtet worden 
war. Der englische Astronom Flamsteed hatte ihn 
bei Gelegenheit der Anfertigung eines Sternkataloges 
zwischen 1690 und 17 15 fünfmal beobachtet und als 
Fixstern notiert. Was aber noch sonderbarer ist, der 
Astronom Lemonnier hatte ihn an der Pariser Stern- 
warte im Laufe von zwei Monaten im Dezember 1768 
und Januar 1769 sogar achtmal beobachtet. Aber er 
hatte seine Beobachtungen nicht berechnet und nicht 
mit einander verglichen, und erst, als Herschel seine 
Entdeckung veröffentlichte, erkannte Lemonnier, welch 
ein Schatz mehr als 10 Jahre hindurch in seinem Beob- 
achtungsmaterial verborgen gelegen hatte. 

Die Umlaufszeit des Uranus beträgt 84 Jahre, 
so daß seine Stellung am Himmel sich von Jahr zu 
Jahr nur langsam verändert. Bis auf weiteres steht 
er jetzt in den Sommer- und Herbstmonaten in der 
Nähe der Milchstraße tief im Süden und ist daher mit 
freiem Auge nur sehr schwer zu sehen. 

Die Entfernung des Uranus von der Sonne ist 
doppelt so groß, wie diejenige des Saturn. In astro- 
nomischen Einheiten beträgt sie 19,2 oder, um ein uns 
geläufigeres Maß anzuwenden, 2870 Millionen Kilometer. 
Wegen dieser großen Entfernung ist es schwer, 
mit Sicherheit irgend welche Gebilde auf seiner Ober- 
fläche zu erkennen. In einem guten Fernrohr er- 
scheint Uranus als eine blasse Scheibe von gleich- 
förmig grünlichem Schimmer. Einige Beobachter 
haben zwar schwache Andeutungen von Flecken auf 
seiner Oberfläche zu sehen geglaubt, indessen handelt 



— 234 — 

es sich da wahrscheinlich um eine Täuschung. Als 
sicher kann man wohl annehmen, daß Uranus sich um 
eine Achse dreht, obwohl ein Beweis hierfür noch 
nicht erbracht ist; die Rotationszeit des Planeten ist 
natürlich noch unbekannt. Die Messungen Barnards 
haben aber eine leichte Abplattung der Scheibe er- 
geben, die für den Fall, daß sie reell ist, für eine 
schnelle Umdrehung sprechen würde. 

Das Spektroskop zeigt, daß die Zusammensetzung 
des Uranus wesentlich verschieden ist von derjenigen 
der anderen 6 Planeten, die zwischen ihm und der 
Sonne ihre Bahnen beschreiben. Alle diese Planeten 
zeigen ein Spektrum, das von dem gewöhnlichen Sonnen- 
spektrum nur ganz unwesentlich abweicht. Wenn man 
dagegen das Licht des Uranus zu einem Spektrum 
ausbreitet, so erscheint in ihm eine Anzahl von mehr 
oder weniger dunklen Bändern, die den Linien eines 
gewöhnlichen Sonnenspektrums gänzlich unähnlich 
sind. Ob diese Bänder tatsächlich breite Absorptions- 
streifen darstellen oder aus einer Menge von einzelnen 
feinen Linien bestehen, die nur wegen der geringen 
Lichtstärke des Spektrums nicht mehr getrennt sichtbar 
sind, steht noch nicht fest. Jedenfalls deutet das 
Spektrum darauf hin, daß das vom Planeten reflektierte 
Licht durch eine Gasschicht hindurchgegangen ist,' die 
bezüglich ihrer Zusammensetzung von unserer Atmo- 
sphäre gänzlich verschieden ist. 

Die Trabanten des Uranus. 

Um den Uranus bewegen sich vier Trabanten bei 
seinem Umlauf um die Sonnet. Die beiden äußeren 
lassen sich schon mit einem Fernrohr von 12 Zoll 
Öffnung erkennen, die beiden inneren jedoch nur mit 



— 235 — 

den stärksten Fernrohren der Welt. Die Schwierig- 
keit, diese beiden Himmelskörper zu sehen, rührt auch 
hier nicht von ihrer Kleinheit her, denn sie sind 
wahrscheinlich nahezu so groß wie die äußeren Monde, 
sondern allein von ihrer Uberstrahlung durch den 
Hauptplaneten. 

Die Geschichte ihrer Entdeckung ist ganz merk- 
würdig. Im Jahre 1787 fand W. Herschel die beiden 
äußeren helleren Monde, Titania und Oberon; außer- 
dem glaubte er aber noch von Zeit zu iSeit den 
schwachen Lichtschimmer von vier weiteren Trabanten 
zu sehen, und so kam es, daß mehr als ein halbes 
Jahrhundert hindurch dem Uranus sechs Trabantai 
zugeschrieben wurden. Die lange Dauer dieses Irr- 
tums erklärt sich dadurch, daß während dieser ganzen 
Zeit kein Fernrohr gebaut wurde, das gegenüber dem 
Herschelschen Teleskop Anspruch auf Überlegenheit 
hätte erhebefn können. Man nahm die Entdeckung 
von Herschel hin, ohne sie bestätigen zu können. 

Dann unternahm erst wieder um 1845 Lassell 
in England den Bau von größeren Reflektoren und 
stellte seine beiden Instrumente, das eine von 2, das 
andere von 4 Fuß Öffnung her. Das letztere nahm 
er später mit nach Malta, um unter dem schönen 
Himmel des Mittelländischen Meeres Beobachtungen 
anzustellen. Hier begann er mit seinem Assistenten 
unter anderem auch eine sorgfältige Untersuchung des 
Uranus und kam dabei zu dem Schluß, daß von 
Herschels 4 schwächeren Uranusmonden keiner existiere. 
Dagegen wurden von ihm 1851 zwei neue Satelliten 
gefunden, die so nahe bei Uranus standen, daß alle 
früheren Beobachter, Herschel nicht ausgenommen, sie 
unmöglich gesehen haben konnten. Während der 



— 236 — 

nächsten 20 Jahre wurden diese beiden neuentdeckten 
Monde, die Ariel und Umbriel benannt wurden, auch 
anderweitig mit den besten Fernrohren, die damals in 
Europa in Gebrauch waren, gesucht, jedoch vergeblich, 
und einige Astronomen begannen bereits an ihref 
Existenz zu zweifeln. Endlich im Winter 1873 wurden 
sie im 26 zölligen Refraktor der Marinesternwarte in 
Washington, der eben vollendet und aufgestellt war, 
wiedergefunden, und ihre Bewegung erwies sich als 
übereinstimmend mit Lassells Beobachtungen. 

Die merkwürdigste Eigenschaft der Bahnen der 
Uranustrabanten liegt darin , daß sie zur Bahnebene 
des Hauptplaneten fast senkrecht stehen. Es gibt so- 
mit zwei einander entgegengesetzte Punkte der Uranus- 
bahn, wo wir die Trabantenbahnen von der Kante sehen. 
Wenn Uranus nahe bei einem dieser beiden Punkte 
steht, so sieht man von der Erde aus die Trabanten 
sich so bewegen, als ob sie in nordsüdlicher Rich- 
tung von der einen Seite des Planeten zur anderen 
wie das Pendel einer Uhr hin und her schwingen 
würden. Wenn der Planet sich dann weiter bewegt, 
öffnen sich die scheinbaren Bahnen langsam, und nach 
20 Jahren sehen wir senkrecht auf ihre Ebenen; sie 
erscheinen uns dann nahezu kreisförmig. Wenn dann 
der Planet sich in seiner Bahn weiterbewegt, schließen 
sie sich wieder. Die Bahnen wurden zuletzt im Jahre 
1882 von der Kante gesehen, und die gleiche Erschei- 
nung wird wieder um 1924 eintreten. Gegenwärtig 
sehen wir sie von einem fast senkrecht über ihnen be- 
findlichen Standpunkt aus, und diese Zeit ist gerade 
die günstigste für die Beobachtung der Trabanten und 
ihrer Bewegung. 



— ^hl — 

Es ist leicht möglich, daß fortgesetzte Beobach- 
tungen dieser Trabanten die Astronomen noch in den 
Stand setzen werden, dcis bisher noch ungelöste Problem 
der Uranusrotation zu lösen. Bei Mars, Jupiter und 
Saturn vollziehen die Trabanten ihren Umlauf fast 
genau in der Äquatorialebene der betreffenden Planeten. 
Wenn dies bei Uranus ebenfalls zutrifft, so würde da- 
raus folgen, daß der Äquator des Planeten fast senkrecht 
zu seiner Bahn steht, und daß dann seine Pole in zwei 
entgegengesetzten Punkten seiner Bahn fast genau auf 
die Sonne gerichtet sind. Ist dies aber der Fall, so 
müssen auf Uranus die Jahreszeiten viel schärfer ab- 
gegrenzt sein, als bei uns auf der Erde. Nur auf dem 
Uranusäquator oder in unmittelbarer Nähe desselben 
würde ein Bewohner des Planeten die Sonne täglich 
sehen. Schon in mittleren Breiten würde er während 
eines Umlaufes des Planeten eine Periode von 5 — 10 
irdischen Jahren antreffen, während der die Sonne 
niemals seinen Horizont erreicht. An dem entgegen- 
gesetzten Punkte der Bahn würde während der gleichen 
Periode die Sonne für ihn nie untergehen, während in 
den Zwischenzeiten ihre Bewegung wie bei uns einen 
Wechsel von Tag und Nacht hervorrufen würde. 

Die Tatsache, daß die Trabanten sich in fast einer 
und derselben Ebene bewegen, verleiht der Ansicht, 
daß die Rotationsachse des Uranus in seiner Bahn- 
ebene liegt, einigen Rückhalt; sie enthält jedoch noch 
keinen strengen Beweis hierfür, da es wohl denkbar ist, 
daß die Satellitenbahnen auch dann durch ihre gegen- 
seitige Anziehung unverändert bestehen können, wenn 
sie mit dem Äquator des Planeten nicht zusammen- 
fallen. Es läßt sich aber zeigen, daß dann die Lage 
der Rotationsachse des Planeten gewissen Verände- 



— 238 — 

rungen unterworfen ist. Auf diese Weise werden 
vielleicht unsere Nachkommen einst imstande sein, 
durch theoretische Untersuchungen etwas über die 
Lage der Pole und des Äquators des Uranus anzu- 
geben, selbst wenn ihre Fernrohre nicht stark genug 
sein sollten, augenscheinliche Beweise dafür zu er- 
bringen. 

11. Neptun. 

Soweit bis jetzt bekannt ist, stellt Neptun den 
äußersten Planeten unseres Sonnensystems dar. An 
Grröße und Rauminhalt ist er nicht sehr von Uranus 
verschieden, aber seine wesentlich größere Entfernung 
— 30 astronomische Einheiten gegen 19,2 — bewirkt, 
daß er uns schwächer erscheint und daher auch schwie- 
riger wahrzunehmen ist. Er steht weit unter der für 
das bloße Auge geltenden Sichtbarkeitsgrenze; ein 
kleines Fernrohr würde ihn jedoch bereits erkennen 
lassen, wenn man ihn nur von den zahlreichen Sternen 
gleicher Helligkeit, die den Himmel erfüllen, sofort 
unterscheiden könnte. Hierzu bedarf man aber erst 
wieder verschiedener Hilfsmittel, insbesondere genauer 
Himmelskarten. 

Die Scheibe des Neptun kann nur ein Fernrohr 
von beträchtlichen Dimensionen zeigen. Sie erscheint 
dann in bläulichem oder bleifarbigem Schimmer, deut- 
lich verschieden von der grünen Färbung des Uranus. 
Natürlich weiß man aus direkten Beobachtungen über 
seine Rotation ebenso wenig etwas, wie bei Uranus. 
Da jedoch sein Spektrum Bänder zeigt, wie das Spek- 
trum des Uranus, so ist es wohl wahrscheinlich, daß 
beide Körper annähernd gleiche Zusammensetzung 
haben. 



— 239 — 

Geschichte der Entdeckung des Neptun. 

Die Entdeckung des Neptun im Jahre 1846 wird 
als einer der größten Triumphe der theoretischen 
Astronomie gefeiert. Die Existenz des Neptun machte 
sich nämlich zunächst durch seine Anziehung auf 
Uranus bemerkbar, und die Umstände, die von dieser 
Erkenntnis bis zu der Entdeckung des unbekannten 
Planeten führten, sind so interessant, daß wir sie hier 
kurz mitteilen wollen. 

In den ersten 20 Jahren des 19. Jahrhunderts 
bearbeitete Bouvard in Paris neue Tafeln für die Be- 
wegung des Jupiter, Saturn und Uranus, die damals 
als die drei äußersten Planeten unseres Sonnensystems 
galten. Bei diesen Rechnungen entnahm er die durch 
gegenseitige Anziehung der Planeten verursachten 
Störungen den Tafeln von Laplace. Er erreichte 
dabei eine leidliche Übereinstimmung zwischen seinen 
Werten und der beobachteten Bewegung von Jupiter 
und Saturn, dagegen waren alle seine Bemühungen, 
die beobachtete Bewegung des Uranus darzustellen, 
vergeblich. Soweit er nur die Beobachtungen in Be- 
tracht zog, die seit der Entdeckung des Planeten durch 
Herschel vorlagen, ging die Sache noch; für die ältesten 
Beobachtungen Flamsteeds und Lemonniers war jedoch 
keine Übereinstimmung zwischen Beobachtung und 
Rechnung zu erlangen. Es blieb somit Bouvard nichts 
anderes übrig, als diese älteren Beobachtungen aus- 
zuschließen, seine Tafeln den neueren Bestimmungen 
anzupassen und sie so zu veröffentlichen. Man fand 
jedoch bald, daß der Planet sich nach und nach von 
seiner berechneten Stellung wesentlich entfernte, und 
die Astronomen begannen der Sache größere Auf- 



— 240 — 

merksamkeit zu widmen. Die Abweichung^ des Pla- 
neten von dem vorausberechneten Ort war zwar gering, 
und wenn man sich zwei Körper vorstellte, von denen 
der eine in der wahren, der andere in der voraus- 
berechneten Bahn sich bewegte, so hätte das bloße 
Auge sie doch nur als einen einzigen Stern gesehen; 
ein Fernrohr hätte sie jedoch klar und deutlich getrennt 
gezeigt. 

So lagen die Verhältnisse bis 1845. Zu dieser 
Zeit lebte in Paris ein junger Theoretiker, Leverrier, 
dessen Namen in der Fachwelt bereits dadurch rühm- 
lich bekannt war, daß er einige wertvolle Arbeiten der 
französischen Akademie der Wissenschaften vorgelegt 
hatte. Arago, der eine sehr hohe Meinung von Lever- 
riers Fähigkeiten hatte, lenkte nun seine Aufmerk- 
samkeit auf die Uranusbewegung und schlug ihm vor, 
den Fall doch näher zu untersuchen. Leverrier kam 
auf den Gedanken, daß die Abweichungen vielleicht 
durch die Anziehung eines unbekannten, außerhalb des 
Uranus stehenden Planeten verursacht sein könnten. 
Er machte sich gleich an die Arbeit und berechnete, 
in welcher Bahn ein Planet sich bewegen müßte, um 
die Abweichungen der Uranusbewegung hervorzu- 
bringen. Sein Resultat legte er der Akademie der 
Wissenschaften im Sommer 1846 vor. 

Zufällig traf es sich, daß noch bevor Leverrier 
seine Arbeit begann, ein Student der englischen Uni- 
versität Cambridge, Adams, denselben Gedanken ver- 
folgte. Er erreichte sogar noch früher als Leverrier 
ein Resultat und teilte dasselbe Airy, dem Astrono- 
men der Sternwarte in Green wich, mit. Beide berech- 
neten nun die augenblickliche Stellung des unbekannten 
Planeten, um ihn womöglich sofort unter den benach- 



— 241 — 

harten Fixsternen herauszufinden. Indessen verlor 
Airy hald das Vertrauen hierzu, und die Aussicht, den 
Planeten wirklich zu finden, erschien ihm zu unwahr- 
scheinlich, als daß die mühsame Arbeit der Aufsuchung 
sich lohne. Diese wurde nun von anderer Seite in 
Angriff genommen. Challis in Cambridge stellte 
nach Adams' Berechnungen eingehende Nachforschungen 
nach dem neuen Planeten an, jedoch ohne Erfolg. 
Es muß darauf hingewiesen werden, daß es mit den 
unvollkommenen Instrumenten jener Zeit und in Er- 
mangelung genauer Sternkarten nicht gerade leicht 
war, einen so schwachen Planeten von der großen 
Zahl der benachbarten Fixsterne zu unterscheiden, 
und daß man notgedrungen mehrmals die genaue 
vStellung von möglichst vielen Objekten bestimmen 
mußte, um nachher bei einer Vergleichung der Beob- 
achtungen zu erkennen, ob einer von den Sternen sich 
wirklich bewegt hatte. 

Während Challis noch mit dieser Arbeit beschäftigt 
war, fiel es Leverrier ein, daß zur Zeit in Berlin eine 
Himmelskarte angefertigt wurde. Er schrieb deshalb 
an Galle, den damaligen Observator der Berliner 
Sternwarte, und forderte ihn auf, nach dem hypothe- 
tischen Planeten zu suchen. Nun traf es sich, daß die 
Berliner Astronomen gerade von dem Teil des Himmels, 
in dessen Bereich der Planet stehen sollte, eine Karte 
fertiggestellt hatten. Noch an demselben Abend nach 
der Ankunft des Leverrierschen Briefes nahm Galle 
die Karte mit nach dem Refraktor und begann nach 
einem auf der Karte eventuell nicht verzeichneten Stern 
zu suchen. Ein solches Objekt wurde auch tatsächlich 
sehr bald gefunden, und als man seine Stellung mit 
den Sternen seiner Umgebung verglich, schien es 

Newcorab, Astronomie. lo 



— 242 — 

auch eine geringe Bewegung zu verraten. Galle war 
jedoch vorsichtig und wartete noch den nächsten Abend 
ab, um die Entdeckung bestätigen zu können. Da 
stellte es sich heraus, daß das fragliche Objekt sich um 
so viel bewegt hatte, daß jeder Zweifel ausgeschlosseji 
war. Leverrier konnte nunmehr mitgeteilt werden, daß 
sein vermuteter Planet in der Tat existiere. 

Als diese Nachricht in England eintraf, durch- 
suchte Challis seine eigenen Beobachtungen und fand 
dabei, daß er den Planeten tatsächlich bereits bei zwei 
Gelegenheiten beobachtet hatte. Er hatte es aber, wie 
einst Lemonnier bei Uranus, unterlassen, seine Beob- 
achtungen zu reduzieren und zu vergleichen, und er- 
kannte so den Planeten erst nach der Berliner Ent- 
deckung. 

Die Frage, inwiefern neben Leverrier auch Adams 
Anteil an der Ehre der theoretischen Entdeckung des 
Neptun gebühre, führte zu vielen Erörterungen. Arago 
war der Ansicht, die ganze Ehre müßte Leverrier 
allein zugesprochen werden, insofern als nicht derjenige, 
der eine wissenschaftliche Tatsache zuerst findet, sondern 
derjenige, der sie zuerst veröffentlicht, Anspruch auf 
die Entdeckerehre hätte. Die Engländer machten da- 
gegen geltend, daß, obwohl Adams seine Arbeit nicht 
habe drucken lassen, er sie doch den astronomischen 
Autoritäten mitgeteilt und Challis die Gelegenheit ge- 
boten habe, den Planeten zu entdecken. Wenn dieser 
ihn auch nicht richtig erkannt habe, so gebühre trotz- 
dem Adams ein Teil der Entdeckerehre. Die ganze 
Angelegenheit lief schließlich nur auf nationalen Ehr- 
geiz hinaus, und spätere Astronomen haben in richtiger 
Würdigung der Verdienste beider Forscher sowohl 



— 243 — 

Leverrier wie Adams für ihre vortreffliche Leistung 
gleich hoch gefeiert. 

Der Trabant des Neptun. 

Selbstverständlich wurde der neuentdeckte Planet 
gleich nach seiner Entdeckung von den Astronomen 
der ganzen Welt eifrig beobachtet. Hierbei fand bald 
Lassell, daß Neptun von einem Trabanten begleitet 
sei. Dieser wurde an den wenigen Sternwarten, die 
damals über genügend starke Fernrohre verfügten, 
beobachtet, und die Zeit seines Umlaufs zu annähernd 
6 Tagen ermittelt. Er hat die merkwürdige Eigen- 
schaft, daß er sich von Osten nach Westen bewegt, 
entgegen der Regel, der sonst alle Körper im Sonnen- 
system, abgesehen von den Uranusmonden, folgen. 
Bei den Uranusmonden können wir eigentlich die 
Bewegung weder als eine ost- westliche, noch als eine 
west- östliche bezeichnen, da diese Körper in Wirklich- 
keit, wie wir gesehen haben, in nord- südlicher Richtung 
den Planeten umkreisen. 

Es würde sehr interessant sein, wenn man fest- 
stellen könnte, ob auch der Planet Neptun sich um 
seine Achse in derselben Richtung bewegt, wie sein 
Trabant. Eine direkte Ermittelung der Rotations- 
werte ist aber bei Neptun so gut wie ausgeschlossen, 
da er zu weit entfernt ist und seine Scheibe so schwach 
und undeutlich erscheint, daß auch nicht die leiseste 
Spur einer Schattierung auf ihm entdeckt werden kann. 
Wenn wir bedenken, daß selbst bei einem uns so viel 
näher stehenden Planeten wie die Venus die Umdrehungs- 
zeit noch nicht sicher bestimmt worden ist, so erscheint 
die Aussicht, daß es einmal gelingt, die Rotation des 
entfernten Neptun auf direktem Wege zu erkennen, 

16* 



— 244 — 

fast hoffnungslos. Dagegen gibt es einen indirekten 
Beweis dafür,- daß der Planet wirklich eine schnelle 
Umdrehung hat. Es hat sich nämlich herausgestellt, 
daß die Bahn des Neptuntrabanten von Jahr zu Jahr 
ihre Lage im Raum ein wenig ändert. Während des 
halben Jahrhunderts, das seit Beginn dieser Beob- 
achtungen verflossen ist, hat sich die Bahnlage um 
mehrere Grade geändert. Die einzige Ursache, auf 
die sich diese Erscheinung zurückführen läßt, liegt 
voraussichtlich d^rin, daß Neptun ebenso wie die Erde 
und die anderen rasch rotierenden Planeten ein an den 
Polen abgeplattetes Ellipsoid ist, und daß die Äquatorial- 
ebene des Planeten nicht mit der Bahnebene des 
Trabanten zusammenfällt. In späteren Zeiten werden 
die Astronomen also aus dieser Bewegung vielleicht 
die Lage der Pole und des Äquators des Neptun ab- 
leiten können. Hierzu sind allerdings noch Beob- 
achtungen notwendig, die sich über ein volles Jahr- 
hundert, ja vielleicht sogar über mehrere Jahrhunderte 
erstrecken. 

12. Messung von Entfernungen im Weltraum. 

Entfernungen im Weltraum können nach einer 
ähnlichen Methode ermittelt werden, wie sie der Geo- 
meter anwendet, um den Abstand eines unerreich- 
baren Gegenstandes, sagen wir eines Berggipfels C, 
zu bestimmen. Die Entfernung zweier Punkte A und B 
wird dabei als Grundlinie angenommen. Der Geometer 
stellt sein Instrument im Punkte A auf und mißt den 
Winkel zwischen den Richtungen ^4^ und y4C Hierauf 
bringt er sein Instrument nach dem Punkte B und 
mißt hier ebenso den Winkel ABC. Aus der Grund- 



— 245 — 

linie und den beiden anliegenden Winkeln lassen sich 
aber alle anderen Stücke des Dreiecks, somit auch die 
Seiten AC bzw. BC bestimmen. Da die Summe der 
drei Winkel eines Dreiecks immer i8o Grad beträgt, 
ergeben diese Messungen auch noch ein anderes Maß 
für die Entfernung, nämlich den Winkel bei C, wofür 
man nur die Summe der beiden gemessenen Winkel 
von i8o Grad abzuziehen hat. Man sieht leicht ein, 




Fig. 47. Bestimmung der Entfernung eines unzugänglichen Punktes 

durch Triangulation. 



daß der auf diese Weise ermittelte Winkel bei C den 
Winkel darstellt, unter dem einem Beobachter in C 
die Grundlinie AB erscheinen würde, daß dieser Winkel 
bei bekannter Basis somit bereits ein Maß für die Ent- 
fernung des Punktes C enthält. Ein solcher Winkel 
wird im allgemeinen eine Parallaxe genannt. Die 
Parallaxe des Punktes C in bezug auf die Basis AB 



— 246 — 

ist somit gleich dem Richtungsunterschiede des Punktes 
C, gesehen von A und B, 

Man sieht leicht ein, daß je größer die Entfernung 
des Objekts ist, die Parallaxe bei unveränderter Grund- 
linie um so kleiner wird. Bei sehr großer Entfernung 
wird die Parallaxe schließlich so klein, daß der Beob- 
achter sie nicht mehr zu messen vermag; die Rich- 
tungen BC und AC fallen dann scheinbar zusammen 
und verlaufen parallel zu einander. Die Größe dieser 
Entfernung hängt natürlich auch von der Länge und 
der Grundlinie ab. Diese Art der Entfernungsmessung 
wird Triangulation genannt. 

Die Methode der Triangulation, wie wir sie eben 
beschrieben haben, gibt allerdings nur eine Vorstellung 
von dem allgemeinen Prinzip, das bei Entfernungs- 
messungen im Weltraum zur Anwendung kommt. Man 
wird leicht einsehen, daß davon keine Rede sein kann, 
daß zwei Beobachter * an weit voneinander entfernten 
Punkten der Erde genau in demselben Augenblick die 
Richtung eines Planeten bestimmen. Die Ermittelung 
der Parallaxen erfordert eine Kombination von längeren 
Beobachtungen, die zu verwickelt ist, um in einem 
populären Buche dargestellt zu werden. Das Grund- 
prinzip bleibt dabei jedoch dasselbe, wie bei Entfer- 
nungsmessungen auf der Erde. 

Im Weltraum hat der Mond, als der uns am nächsten 
stehende Himmelskörper, natürlich auch die größte 
Parallaxe. Seine Entfernung kann daher mit jeder 
gewünschten Genauigkeit durch Messung bestimmt 
werden. Bereits Ptolemäus, der im ersten und 
zweiten Jahrhundert n. Chr. lebte, war imstande, eine 
annähernd richtige Messung der Entfernung des Mondes 
auszuführen. Die Parallaxe eines Planeten ist dagegen 



— 247 — 

bereits so klein, daß sie nur mit den allerfeinsten Meß- 
instrumenten bestimmt werden kann. 

Die beiden Endpunkte der Grundlinie, die zu der- 
artigen Bestimmungen benutzt wird, können zwei be- 
liebige Punkte der Erdoberfläche sein, beispielsweise 
die nahezu auf demselben Meridian gelegenen Stern- 
warten in Königsberg und Kapstadt; es ist jedoch 
üblich, alle Bestimmungen auf den Halbmesser des 
Erdäquators als Grundlinie zu reduzieren, so daß die 
Parallaxe eines Planeten schlechtweg den Winkel be- 
zeichnet, unter dem der Halbmesser des Erdäquators 
von dem Planeten gesehen wird. 

Um die Dimensionen des ganzen Sonnensystems 
in irdischem Maße zu erhalten, ist es nur nötig, die 
Entfernung der Sonne oder irgend eines Planeten von 
der Erde zu bestimmen. Die relativen Entfernungen 
aller Planeten lassen sich aus der Untersuchung ihrer 
Bahnen und Bewegungen sehr genau ableiten; kennt 
man daher eine Entfernung in irdischem Maße, d. h. 
die Parallaxe eines Planeten, so sind auch alle anderen 
bestimmt. Da die mittlere Entfernung der Sonne von 
der Erde die fundamentale astronomische Masseneinheit 
bildet, so ist ihre genaue Bestimmung, die Ermittelung 
der Sonnenparallaxe, von größter Wichtigkeit. Zu ihrer 
Bestimmung benutzt der Astronom verschiedene Me- 
thoden, von denen die bekannteste die Beobachtung 
der schon besprochenen Venusdurchgänge bildet. Bei 
diesen wird von einer Menge von Stationen auf der 
Erdoberfläche aus die Richtung nach der Venus vom 
Anfang bis zum Ende des Durchgangs bestimmt und 
hieraus die Venusparallaxe und damit die Sonnen- 
parallaxe abgeleitet. Auch die Beobachtung der Oppo- 
sitionen des Mars sowie verschiedener Asteroiden, 



— 248 — 

die der Erde besonders nahe kommen, so besonders 
des Planeten Eros, ermöglicht eine sehr genaue Be- 
stimmung der Sonnenparallaxe. Außer diesen direkten 
Messungen der Sonnenparallaxe sind innerhalb der 
letzten 50 Jahre noch andere Methoden entwickelt 
worden, von denen einige den besten direkten Paral- 
laxenmessungen ebenbürtig sind, ja diese vielleicht 
noch übertreffen. 



Bestimmung der Sonnenentfernung aus der 
Geschwindigkeit des Lichtes. 

Eine der einfachsten und sichersten Methoden zur 
Bestimmung der Sonnenentfernung beruht in der Nutz- 
barmachung der Lichtgeschwindigkeit. Durch Beob- 
achtung der Momente der Verfinsterungen der Jupiter- 
trabanten von verschiedenen Punkten der Erdbahn aus 
hat man gefunden, daß das Licht eine Strecke, die der 
Entfernung der Erde von der Sonne gleichkommt, in 
ungefähr 8 Minuten 18 Sekunden zurücklegt. Die 
betreffende Zahl, die man als die Li cht zeit bezeichnet, 
ist noch in anderer Weise aus der sogenannten Aber- 
ration der Fixsterne ermittelt worden. Man ver- 
steht darunter eine geringe Veränderung der Lage der 
Sterne am Himmel, die durch das Zusammenwirken 
der Erdbewegung und der Geschwindigkeit des von dem 
Stern kommenden Lichtes entsteht. Durch genaue 
Beobachtung der Größe dieser Aberration hat man ge- 
funden, daß das Licht von der Erde zur Sonne 
498,5 Sekunden gebraucht. Da durch Versuche fest- 
gestellt ist, daß das Licht in einer Sekunde eine Strecke 
von 300000 Kilometern zurücklegt, so brauchen wir 
diese Entfernung nur mit 498,5 zu multiplizieren, um 



— 249 — 

die mittlere Entfernung der Sonne von der Erde zu 
erhalten. 

Bestimmung der Sonnenentfernung aus der 

Sonnenattraktion. 

Eine dritte Methode, die zur Bestimmung der 
Sonnenentfernung führt, beruht auf der Wirkung der 
Anziehung der Sonne auf den Mond. Diese Anziehung 
hat zur Folge, daß der Mond bei seinem monatlichen 
Umlauf um die Erde zur Zeit seines ersten Viertels 
mehr als 2 Minuten hinter seiner mittleren Stellung 
zurückbleibt, bei Vollmond diese Verzögerung nachholt 
und beim letzten Viertel 2 Minuten über seine mittlere 
Stellung hinaus ist Zur Zeit des Neumondes steht er 
wieder in der mittleren Stellung. Diese kleinen Ab- 
weichungen wiederholen sich periodisch während eines 
jeden Mondumlaufes. Ihre Größe steht im umge- 
kehrten Verhältnis zu der Entfernung der Sonne, und 
man kann somit durch genaue Messung dieser Ab- 
weichungen die Entfernung der Sonne bestimmen. Wie 
bei allen astronomischen Messungen ist auch hier die 
Schwierigkeit einer solchen Bestimmung sehr groß. 
Schon die genaue Ermittelung des Betrages dieses 
Hin- und Herschwingenß des Mondes läßt sich genau 
und fehlerfrei nicht durchführen, und die Bestimmung 
der Größe dieser Schwingungen bei Annahme einer 
bestimmten Sonnenentfernung gehört zu den schwie- 
rigsten Problemen der Himmelsmechanik. Ein ein- 
wandfreies Resultat hat diese Methode auch noch nicht 
ergeben. 

Es gibt noch eine vierte Methode zur Bestimmung 
der Sonnenentfernung, die ebenfalls auf der Anziehungs- 
kraft der Sonne beruht. Würde uns das genaue Ver- 



— 250 — 

hältnis der Erdmasse zu der Masse der Sonne bekannt 
sein, d. h. könnten wir genau bestimmen, wie viel 
schwerer die Sonne als die Erde ist, so ließe sich 
auch berechnen, in welcher Entfernung die Erde von 
der Sonne stehen muß, um einen Umlauf um dieselbe 
in einem Jahre zu vollenden. Die einzige Schwierig- 
keit der Aufgabe liegt hier nur in der Ermittelung 
der Erdmasse gegenüber dem Gewichte der Sonne. 
Dieser Wert läßt sich aber abgesehen von den anderen 
noch zu besprechenden Methoden aus den Verände- 
rungen in der Lage der Venusbahn, die durch die An- 
ziehung der Erde hervorgebracht werden, genau er- 
mitteln. Vergleicht man nämlich die jeweilige Lage 
der Venusbahn bei den Durchgängen des Planeten in 
den Jahren 1761, 1769, 1874, 1882, so findet man, daß 
die Bewegung der Venus eine Beschleunigung zeigt, 
aus der sich ableiten läßt, daß die Sonnenmasse 
332600 mal so groß ist wie die Maße von Erde und 
Mond zusammengenommen. Damit ist aber, wie hier 
nicht weiter auseinandergesetzt werden soll, ein neuer 
Weg zur Ermittelung der Sonnenentfernung geebnet. 

Ergebnisse der einzelnen Bestimmungen der 

Sonnenentfernung. 

Wir haben auf vier Methoden hingewiesen, die es 
ermöglichen, die Einheit aller astronomischen Distanz- 
messungen zu bestimmen und wollen jetzt die Resul- 
tate dieser Bestimmungen hier getrennt anführen, da- 
mit der Leser sieht, bis zu welchem Grade der Sicher- 
heit und Genauigkeit astronomische Theorie und Mes- 
sung bereits gediehen ist. 

In der ersten Kolumne finden wir die vier Metho- 
den aufgezählt, mit deren Hilfe die Sonnenentfernung 



— 251 — 

ermittelt worden ist. Die zweite Kolumne gibt die zu- 
gehörigen Werte der Sonnenparallaxe, oder den Win- 
kel, unter dem der äquatoriale Halbmesser der Erde 
einem Beobachter in der Entfernung der Sonne er- 
scheinen würde. Dieser Winkel wird fast durchweg 
bei astronomischen Berechnungen an Stelle der Ent- 
fernung benutzt. In der dritten Reihe ist die Ent- 
fernung angegeben. 



Methode 



Sonnen- 
parallaxe 



Mittlere Entfernung der 
Sonne von der Erde 



in Erdhalb- 
messem 



in Kilometern 



Direkte Messungen der Parallaxe 
Geschwindigkeit des Lichtes . 
Bewegung des Mondes 
Masse der Erde 



8,800' 
8,803 

8,794 
8759 



23439 
23431 
23455 
23549 



149 501 000 
149 450000 

149 603 000 

150 201 000 



Der Unterschied zwischen den einzelnen Endwerten 
übersteigt nicht die bei derartig schwierigen und ver- 
wickelten Berechnungen und bei so feinen und subtilen 
Messungen zulässige Fehlergrenze. Im Gegenteil, in 
dieser überraschenden Übereinstimmung von Resultaten, 
die durch Anwendung so grundsätzlich verschiedener 
Methoden erreicht sind, haben wir den besten Beweis 
für die Richtigkeit der bei Ableitung dieser Werte be- 
nutzten kosmischen Grundsätze der Astronomie. In- 
dessen bleibt auch so der Wert der Sonnen entfernung 
— man benutzt heute allgemein den ersten — noch 
bis auf einige 100 000 Kilometer unsicher, eine Fehler- 
größe, die in der astronomischen Praxis nicht länger, 
als absolut notwendig zulässig ist 



13. Die Gravitation. 

Keine Tätigkeit des menschlichen Geistes über- 
schreitet scheinbar so weit die Grenzen der Vorstellungs- 



— 252 — 

kraft, wie die mathematische Begründung und Voraus- 
berechnung der Bewegung der Himmelskörper auf 
Grund ihrer gegenseitigen Anziehung. Wir haben 
bereits einige Sätze über die Bahnen der Planeten 
um die Sonne kennen gelernt, aber das grundlegende 
kosmische Gesetz, das die Bewegung der Planeten 
regelt, das Gesetz der allgemeinen Anziehung oder 
Gravitation, ist dem Leser noch nicht bekannt. Dieses 
von Newton aufgestellte Gravitations-Gesetz ist 
so verständlich, daß man seiner ursprünglichen 
Fassung nichts hinzuzufügen braucht. Dieses Gesetz 
besagt, daß jedes Massenteilchen im Universum jedes 
andere Teilchen mit einer Kraft anzieht, die im umge- 
kehrten Verhältnis zu dem Quadrat der Entfernung 
steht. Es ist dies das einzige Naturgesetz, das, soviel 
wir wissen, eine absolute Allgemeingültigkeit hat und 
in seiner Wirkung stets unveränderlich bleibt. Alle 
anderen Vorgänge in der Natur werden in irgend einer 
Weise eingeschränkt oder gemildert, durch Hitze oder 
Kälte, durch die Zeit oder den Ort ihres Auftretens, 
durch die Gegenwart oder Abwesenheit anderer Kör- 
per. Was jedoch der Mensch bisher mit der Materie 
anstellen mochte, die Massenanziehung veränderte sich 
dabei nicht im geringsten. Zwei Körper ziehen sich 
also nach dem Gravitationsgesetz stets gleich stark an, 
trotz allem, was mit ihnen vorgenommen wird, ungeachtet 
dessen, ob man der Anziehung Hindernisse in den 
Weg stellt, einerlei, ob sie sich schneller oder lang- 
samer bewegen. Allen anderen natürlichen Kräften 
kann man auf den Grund gehen und sie erklären, nur 
bei der Gravitation gelingt dies nicht. Die Philosophen 
haben zwar bereits wiederholt solche Erklärungsver- 
suche unternommen oder einen Grund für diese Kraft 



— 253 — 

zu finden versucht, aber keine dieser Erklärungen hat 
unser positives Wissen bereichert. 

Die Bewegungen der Planeten richten sich somit 
allein nach ihrer Anziehung. Wäre in unserem Sonnen- 
system nur ein einziger Planet vorhanden, so würde 
keine andere Kraft als nur die Anziehung der Sonne 
auf ihn wirken. Durch eine rein mathematische Ent- 
wicklung läßt sich nachweisen, daß ein solcher Planet 
genau eine Ellipse mit der Sonne in einem Brenn- 
punkt beschreiben würde. Er würde in dieser Ellipse für 
alle Zeiten seinen Umlauf vollziehen. In Übereinstim- 
mung mit dem Wortlaut des Gesetzes müssen jedoch 
die Planeten sich auch gegenseitig anziehen. Diese 
gegenseitige Anziehung ist natürlich viel geringer als 
die Anziehung der Sonne, weil in unserem Sonnen- 
system die Planeten eine viel geringere Masse haben, 
als der Zentralkörper. Infolge dieser gegenseitigen 
Anziehung weichen aber die Planetenbahnen* von der 
Ellipse ein wenig ab. Ihre Bahnen sind wohl sehr an- 
nähernd, aber doch nicht streng genaue Ellipsen. Das 
Problem ihrer genauen Bewegung- unter dem Einfluß 
der gegenseitigen Anziehung stellt eine rein mathe- 
matische Aufgabe dar, die die hervorragendsten Mathe- 
matiker der Welt seit Newtons Zeiten beschäftigt hat. 
Jede Generation hat an diesem großen Werke weiter 
gearbeitet und unserm Wissen neue Tatsachen hinzu- 
gefügt. Hundert Jahre nach Newton zeigten Laplace 
und Lagrange, daß die angenähert elliptischen Bahnen, 
in denen sich die Planeten bewegen , allmählich ihre 
Gestalt und Lage verändern. Diese Veränderungen 
können jetzt auf Tausende, Zehntausende, ja selbst 
auf Hunderttausende von Jahren im voraus be- 
rechnet werden. Wir wissen z. B. heutzutage, daß 



— 254 — 

die Exzentrizität der Erdbahn jetzt in geringem Maße 
abnimmt, und daß diese Abnahme noch weitere 
40000 Jahre fortdauern wird. Hierauf wird sie wieder 
zunehmen , so daß sie nach Verlauf von vielen wei- 
teren Jahrtausenden größer als jetzt sein wird. Dasselbe 
trifft auch bei allen anderen Planeten zu. Ihre Bahnen 
verändern periodisch ihre Form und Lage in tausend 
und abertausend von Jahren, wie große Uhren der 
Ewigkeit, an denen die Zeitalter ebenso vorbeieilen, 
wie an unseren Uhren die Sekunden. Der Laie könnte 
allenfalls an der Richtigkeit dieser Vorausbestimmung 
auf Jahrtausende hinaus zweifeln, hätte sich nicht be- 
reits in so vielen Fällen die Genauigkeit astronomischer 
Voraussagen bezüglich der Planetenbewegungen in so 
überraschender Weise bestätigt. Diese Präzision ist 
durch die Lösung der sehr schwierigen Aufgabe er- 
reicht worden, die darin besteht, die Wirkung der 
Anziehung jedes Planeten auf alle anderen zu bestim- 
men. Die Voraussage der Planetenbewegungen für 
größere Zeiträume würde sich recht einfach gestalten, 
wenn wir annehmen könnten, daß sich jeder Planet 
in einer bestimmten, unveränderlichen Ellipse um die 
Sonne bewegte, was wie bereits gesagt der Fall sein 
würde, wenn er nur von der Sonne und sonst von 
keinem anderen Körper angezogen würde. So wie 
die Verhältnisse aber liegen, müßten die Fehler von 
derartigen vereinfachten Vorausbestimmungen aller- 
dings nach und nach bis zu beträchtlichen Bruchteilen 
eines Grades anwachsen, nach Ablauf einer längeren 
Zeit sogar zu einem noch größeren Betrage. Damit 
der Leser eine Vorstellung von der Größe eines sol- 
chen Fehlers erhält, wollen wir darauf hinweisen, daß 
wir z. B. ein gewöhnliches Fensterkreuz von 10 Zenti- 



— 255 — 

metern Breite in der Entfernung von rund 6 Metern 
unter einem Winkel von i Grad erblicken. Es würde 
dann also bei dieser genäherten Vorausberechnung vor- 
kommen, daß wenn wir nach dieser Berechnung den 
Planeten an der einen Fensterkreuzkante erwarten, er 
in Wirklichkeit von dem Fensterkreuz verdeckt ist 
oder gar bereits in der Richtung der anderen Kante 
erscheint. 

Wenn man jedoch die Anziehung aller anderen 
Planeten in Betracht zieht, so ist die Vorausberechnung 
so genau, daß die besten astronomischen Beobachtungen 
kaum eine nennenswerte Abweichung von der Voraus- 
berechnung zeigen. Wenn wir an der Mauer eines 
entfernten Hauses eine Scheibe mit hundert Punkten 
anbringen würden, jeder scheinbar so weit von dem 
anderen entfernt wie der durchschnittliche Fehler dieser 
Vorausberechnung, so würde die ganze Punktfläche 
dem bloßen Auge doch nur wie ein einziger Punkt 
erscheinen. Die Geschichte der Neptuns-Entdeckung, 
über die in einem früheren Kapitel berichtet wurde, 
enthält den augenfälligsten Beweis für die Sicherheit 
dieser Vorausberechnungen. 

Die Massenbestimmung der Planeten. 

Im folgenden soll der Versuch gemacht werden, 
dem Leser eine ungefähre Vorstellung von dem Wege 
zu geben , auf dem der Theoretiker zu seinen so 
wunderbar mit der Beobachtung übereinstimmenden 
Resultaten gelangt. 

In erster Linie muß man natürlich die Gewalt des 
Zuges kennen, den jeder Planet auf den anderen aus- 
übt. Diese Anziehung richtet sich aber nicht nur nach 
dem Quadrat der Entfernung, sondern sie ist auch 



— 256 — 

direkt abhängig von einer Größe, die der Physiker 
und x\stronom als die Masse des anziehenden Planeten 
bezeichnet. Sie bedeutet so viel wie Quantität der 
Materie, und auf der Oberfläche der Erde hat sie fast 
dieselbe Bedeutung, wie das Wort Gewicht. Wenn 
also ein Astronom die Masse eines Planeten bestimmt, 
so können wir auch sagen, daß er sein Gewicht er- 
mittelt. Er tut dies nach denselben Grundsätzen, nach 
denen man auf der Erde ein Stück Blei auf der Wage 
wiegt. Wenn man das Stück Blei emporhebt, so fühlt 
man einen Zug des Bleies nach der Erde zu. Sobald 
man es auf die Wagschale legt, geht der Zug von 
der Hand auf die Wagschale über, die nun je nach 
der Stärke dieses Zuges sich mehr oder weniger senkt. 
Was man nun durch das Auflegen von Gewichten 
auf die andere Wagschale bezweckt, ist nichts anderes 
als eine Bestimmung der Stärke der Anziehung der 
Erde auf das Stück Blei. Nach einem allgemeinen 
Naturgesetz von der Wirkung und Gegenwirkung zieht 
aber das Stück Blei die Erde in demselben Maße an 
wie die Erde es anzieht. Wir können also auch sagen, 
daß wir durch das Wiegen feststellen, wie stark das 
Stück Blei die Erde anzieht. Die Größe dieser An- 
ziehung berechnen wir nach Kilogrammen und be- 
zeichnen sie als Gewicht des Stückes Blei. 

Nach demselben Prinzip bestimmt auch der Astronom 
das Gewicht eines Weltkörpers dadurch, daß er zn er- 
mitteln sucht, wie stark seine Anziehung auf einen 
anderen Körper ist. 

Bei der Anwendung dieses Prinzipes auf die 
Himmelskörper stößt man allerdings gleich zu Anfang 
auf eine Schwierigkeit. Man kann ja zu den Himmels- 
körpern nicht emporsteigen, um sie zu wiegen; wie 



— 257 — 

kann man dann aJso ihre Anziehung messen? Wir 
müssen die Antwort auf diese Frage ncx^h aufschieben, 
bis wir den Unterschied zwischen dem Gewicht und 
der Masse eines Körpers genau kennen gelernt haben. 
Wir sagten bereits, daß auf der Erde Gewicht und 
Masse nahezu gleichbedeutende Begriffe seien. Dies 
stimmt aber nur annähernd, denn während die Masse 
eines Körpers, also die Quantität seiner Materie, die- 
selbe bleibt, in welche Gegend der Erde wir auch hin- 
kommen mögen, ist sein Gewicht nicht an allen Punkten 
der Erdoberfläche das gleiche. Ein Gegenstand, der 
in Italien lo Kilogramm wiegt, würde in Grönland 
20 Gramm mehr wiegen und am Äquator 20 Gramm 
weniger. Dieser Unterschied rührt daher, daß die Erde 
nicht völlig kugelförmig, sondern an den Polen etwas 
abgeplattet ist und hier die Gegenstände an ihrer Ober- 
fläche stärker anzieht, als in den Aquatorgegenden. 
Wenn man, um bei dem obigen Beispiel zu bleiben, 
ein Stück Blei von 15 Kilogramm Gewicht nach dem 
Monde schaffen und dort wiegen könnte, so würde 
die Anziehung hier nur 2 Y2 Kilogramm betragen, 
weil der Mond entsprechend kleiner und leichter ist 
als die Erde. Trotzdem hätte man doch auch dort 
auf dem Monde genau die gleiche Quantität Blei, wie 
auf der Erde. Auf dem Planeten Mars würde das 
Bleistück natürlich wieder ein anderes Gewicht haben, 
und ein anderes auf der Sonne, wo es ungefähr 
400 Kilogramm wiegen würde. Wegen dieser Ab- 
hängigkeit des Begriffes Gewicht von einem bestimmten 
Orte gebraucht man ihn in der Astronomie nicht, 
sondern spricht allein von der Masse eines Himmels- 
körpers, also von der Quantität seiner Materie, die von 
dem Orte ihrer Bestimmung gänzlich unabhängig ist. 

Newcomb, Astronomie. 1< 



- 258 - 

Die Masse eines Himmelskörpers könnte natürlich 
auch ohne irgendwelche Ungenauigkeit nach ihrem 
Gewicht bestimmt werden, wenn man sich nur über 
den Ort geeinigt hat, auf den sich die Wägung be- 
ziehen soll. 

Nach diesen Erläuterungen wollen wir zusehen, 
auf welche Weise die Masse eines Planeten, in erster 
Linie die Masse der Erde, berechnet werden kann. 
Das Gesetz, welches dabei zur Anwendung kommt, 
besagt, daß runde Körper von demselben spezifischen 
Gewicht einen Gegenstand auf ihrer Oberfläche mit 
einer Kraft anziehen, die dem Durchmesser des an- 
ziehenden Körpers proportional ist; ein Körper von 
2 Meter Durchmesser übt also eine doppelt so starke 
Anziehung aus, wie ein solcher von i Meter Durch- 
messer; ein Körper von 3 Meter Durchmesser wirkt 
drei mal so stark usw. Unsere Erde hat ungefähr 
13 Millionen Meter im Durchmesser; wenn wir nun 
ein kleines Modell der Erde von i Meter Durchmesser 
herstellen, und zwar aus einem Stoffe vom spezifischen 
Gewicht der Erde, so wird diese Kugel ein Massen- 
teilchen mit dem 13 -millionsten Teil der Attraktions- 
kraft der Erde anziehen. Wir haben in dem Kapitel 
über die Erde gezeigt, wie man die Anziehungskraft 
einer solchen Kugel wirklich gemessen hat, und zwar mit 
dem Endresultat, daß die Totalmasse der Erde 5 ^j^ mal 
so groß ist, wie diejenige einer gleichen Menge Wasser. 
Folglich wird durch diese Messung die Erdmasse eine 
für uns bekannte Größe. 

Wenden wir uns nun zu den Planeten. Es ist bereits 
gesagt worden, daß die Masse eines Himmelskörpers 
aus seiner Anziehung auf einen anderen Himmelskörper 
<L]:)geleitet wird. Diese Anziehung kann aber auf 



— 259 — 

doppelte Weise ermittelt werden. In erster Linie ge- 
schieht dies durch Bestimmung seines Einflusses auf die 
Bahnen der ihm zunächst stehenden Planeten. Durch 
Messung der Abweichungen zwischen ihrer wirklichen 
Bahn und der Ellipse, die der Planet unter ausschließ- 
licher Wirkung der Sonnenanziehung beschreiben 
würde, läßt sich der Betrag der Anziehung und daraus 
wieder die Masse des die Bahn beeinflussenden Planeten 
bestimmen. Der Leser wird leicht begreifen, daß die 
mathematischen Entwicklungen und Berechnungen, die 
notwendig sind, um hier zum Ziele zu gelangen, sehr 
kompliziert sind. 

Eine wesentlich einfachere Methode kann bei den 
Planeten, die Trabanten haben, angewandt werden, weil 
die Anziehung des Planeten und somit auch seine 
Masse schon aus der Umlaufszeit und der mittleren 
Entfernung des Trabanten vom Hauptkörper bestimmt 
werden kann. 

Ein Grundgesetz der Bewegung lehrt, daß ein in 
Bewegung befindlicher Körper, auf den keine Kraft 
einwirkt, sich in gerader Linie fortbewegt. Wenn wir 
daher einen Körper sich in einer gekrümmten Bahn 
bewegen sehen, so beweist dies, daß eine Kraft auf ihn 
in der Richtung einwirkt, nach welcher die Bahn 
gekrümmt ist. Ein wohlbekanntes Beispiel hierfür 
haben wir in der Wurfbahn eines Steines. Würde 
der Stein nicht von der Erde angezogen, so würde er 
ewig in der Wurfrichtung weiter fliegen und sich 
schließlich ganz von der Erde entfernen. Durch die 
Anziehung der Erde wird er jedoch während seines 
Fluges immer mehr heruntergezogen, bis er schließlich 
den Boden erreicht. Je kräftiger der Stein geworfen 

wird, desto weiter fliegt er, und desto schwächer ist 

17* 



— 26o — 

seine Bahn gekrümmt. Bei einer abgeschossenen 
Kanonenkugel ist der erste Teil ihrer Flugbahn so- 
gar fast geradlinig. Wäre es möglich, eine Kanonen- 
kugel von dem Gipfel eines hohen Berges in horizon- 
taler Richtung mit der Geschwindigkeit von 8 Kilo- 
metern in der Sekunde abzufeuern, und böte die Luft 
keinen Widerstand, so würde die Krümmung ihrer 
Bahn genau die gleiche sein, wie die der Erdoberfläche. 
Die Kanonenkugel würde infolgedessen die Erde nie 
erreichen, sondern als ein kleiner Trabant in eigener 
Bahn um sie kreisen. Der Astronom wäre dann im- 
stande, aus der Bahngeschwindigkeit der Kugel die 
Anziehung der Erde zu berechnen. Der Mond ist ein 
solcher Trabant, und ein Beobachter auf dem Mars 
könnte aus der Bewegung unseres Mondes die An- 
ziehung und die Masse der Erde eben so gut be- 
stimmen, wie wir sie durch direkte Beobachtung der 
Flugbahn eines geschleuderten Steines ermitteln können. 
Ebenso gut können natürlich auch die Astronomen 
auf der Erde bei Planeten wie Mars und Jupiter, die 
von Trabanten umkreist werden, die Anziehung des 
betreffenden Planeten auf seine Trabanten durch Mes- 
sungen genau feststellen und daraus seine Masse abn 
leiten. Soweit man sich mit Näherungswerten der Masse 
begnügt, kann die Berechnung sogar nach einem sehr 
einfachen Prinzip erfolgen. Dividiert man nämlich den 
Kubus der mittleren Entfernung des Trabanten vom 
Hauptkörper durch das Quadrat der Umlaufszeit, so er- 
gibt der Quotient bereits eine Zahl, die der Masse des 
betreffenden Planeten proportional ist. Dieses Gesetz 
ist eben so gut auf die Bewegung des Mondes um die 
Erde, wie auf die Bewegung der Planeten um die 
Sonne anwendbar. Wenn wir z. B. von der Entfernung 



— 26l — 

der Erde von der Sonne, also in Kilometern rund 150 
Millionen, den Kubus bilden und diese Zahl durch das 
Quadrat von 365,25, der Anzahl der Tage eines Jahres, 
dividieren, so erhalten wir einen bestimmten Quotienten. 
Wir wollen diese Zahl den Massenfaktor der 
Sonne nennen. Andererseits dividieren wir den Kubus 
der Entfernung des Mondes von der Erde durch das 
Quadrat der Zeit seines Umlaufs und erhalten so 
wieder einen Quotienten, den wir als den Massen- 
faktor der Erde bezeichnen wollen. Es stellt sich 
dann heraus, daß der Massenfaktor der Sonne rund 
333 000 mal so groß ist, wie der Massenfaktor der Erde. 
Daraus folgt, daß die Sonnenmasse eben so viel mal 
größer ist, als diejenige der Erde, daß also 333000 
Erdkörper dazu nötig wären, um einen Körper von 
dem Betrage der Sonnenmasse zu bilden. 

Diese Berechnungen sind hier angeführt, um das 
Prinzip zu erklären; der Leser darf jedoch nicht glauben, 
daß der Astronom zur Massenbestimmung der Planeten 
nur diese elementare Rechnung auszuführen hat, um 
ein brauchbares Resultat zu erhalten. Die obigen Be- 
rechnungen setzen ja in erster Linie voraus, daß die 
Bewegung des Planeten nur von der Sonne und die- 
jenige eines Mondes nur von dem betreffenden Planeten 
beeinflußt wird. Beim Erdmond beispielsweise wissen 
wir bereits, daß seine Bewegung und seine Entfernung 
von der Erde infolge der Sonnenanziehung wechseln- 
den Veränderungen unterworfen ist; hier geht der 
Astronom gegenwärtig so vor, daß er die Anziehungs- 
kraft der Erde aus der verschiedenen Länge eines ge- 
naue Sekunden angebenden Pendels an verschiedenen 
Orten der Erde zu ermitteln versucht. Hieraus ist er 
imstande, durch eine Reihe komplizierter mathematischer 



— 2b2 — 

Berechnungen mit großer Genauigkeit festzustellen, 
wie groß die Dauer des Umlaufs eines Satelliten bei 
einer gegebenen Entfernung von der Erde sein würde. 
Aus diesen Zahlen erst ergibt sich der Massenfaktor 
der Erde. 

Bei den Monden der anderen Planeten liegen 
glücklicherweise die Verhältnisse so, daß die Sonne 
ihre Bewegung in geringerem Maße beeinflußt, als es 
beim Erdmond der Fall ist. Der Vollständigkeit halber 
wollen wir unsere obige Massenberechnung noch auf 
die oberen Planeten anwenden. Aus der Entfernung 
und Umlaufszeit des äußeren Marsmondes findet man 
auf diese Weise die Marsmasse gleich Vaoosöoo ^^^ 
Sonnenmasse, und auf gleichem Wege ist die Masse 
des Jupiter zu ungefähr Vi 047» diejenige des Saturn zu 
V3500 d^r Sonnenmasse abgeleitet worden. Bei Uranus 
ist eine Masse von V22700' ^^^ Neptun eine solche von 
Vi9 8oo festgestellt. 

Wie gesagt, sind in diesem Kapitel die Wege, die 
zur Massenbestimmung der Planeten führen, nur in 
ganz allgemeinen Zügen dargestellt. Die Bestimmung 
der Entfernung eines Trabanten ist keine Arbeit, die 
sich an einem Abend bewerkstelligen läßt; sie verlangt 
sorgfältige Messungen, die Monate und Jahre in An- 
spruch nehmen können, und auch dann ist vielleicht 
das Resultat noch nicht so genau, wie der Astronom 
es wünscht und für weitere Rechnungen nötig hat. 
Schließlich muß er sich aber doch mit einem bestimmten 
Resultate zufrieden geben, bis es ihm gelingt, durch 
Verbesserung der Beobachtungs- und Rechen methoden 
auch den Endergebnissen seiner Arbeit eine größere 
Vollkommenheit zu erteilen. So einfach der Wortlaut 
des Newtonschen Gravitationsgesetzes auch ist, seine 



— 263 — 

weiteren Folgerungen ergeben sich erst aus um- 
ständlichen mathematischen Entwicklungen und Be- 
rechnungen, deren Ableitung und praktische Anwendung 
zwei Jahrhunderte angestrengter wissenschaftlicher 
Arbeit erfordert hat. Dabei haben diese Untersuch- 
ungen noch bei weitem nicht den erwünschten Grad 
der Vollkommenheit erreicht. 



Fünfter Teil. 

KOMETEN UND METEORE. 

1. Die Kometen. 

Die Schweifsterne oder Kometen unterscheiden 
sich von den bisher betrachteten Himmelskörpern durch 
ihre eigentümliche Erscheinung, ihre exzentrischen 
Bahnen und die Seltenheit ihres Auftretens. Die Frage 
nach ihrer Zusammensetzung ist noch in Dunkel ge- 
hüllt, wodurch sie aber nichts von dem durch sie dar- 
gebotenen Interesse einbüßen. 

Wenn wir einen helleren Kometen sorgfältig 
untersuchen, so finden wir an seiner äußeren Erschei- 
nung drei Teile, die indessen nicht deutlich getrennt 
sind, sondern ineinander übergehen. Was besonders 
dem bloßen Auge auffällt, ist eine sternartige Verdich- 
tung von größerem oder geringerem Glanz, der sog. 
Kern des Kometen. Diesen Kern umgibt eine wolkige 
oder neblige Masse, die nach dem Rande zu allmäh- 
lich abnimmt, so daß ihre äußere Grenze nicht genau 
bestimmbar ist. Es ist dies die Koma oder Nebel- 
hülle des Kometen. Der Kern und die Nebelhülle 
werden zusammen auch als Kopf des Kometen be- 
zeichnet. Der Kopf eines Kometen sieht also wie ein 
Stern aus, der durch einen runden Nebelfleck hindurch- 



— 205 — 

schimmert. An den Kopf setzt sich in der Regel der 
Schweif an, der eine fast unbegrenzte Länge haben 
kann. Bei kleinen Kometen ist er meistens nur kurz, 
während er sich bei größeren über einen beträchtlichen 
Teil des Himmelsgewölbes erstreckt. In der Nähe des 
Kopfes des Kometen ist er schmal und hell, wird aber 
breiter und schwächer, je mehr er sich von ihm ent- 
fernt. Sein Ende verliert sich so allmählich auf dem 
Himmelshintergrund, daß es für das Auge unmöglich 
ist, hier seine Grenzen anzugeben. 

Die Kometen haben einen sehr verschiedenen 
Glanz. Während die größeren eine herrliche, weithin 
auffallende Erscheinung am Himmel darbieten, bleibt 
die große Mehrzahl für das bloße Auge gänzlich un- 
sichtbar. Solche Schweifsterne werden teleskopische 
Kometen genannt. Es läßt sich jedoch kein be- 
stimmter Unterschied zwischen den teleskopischen und 
den helleren Kometen aufstellen, da von den schwäch» 
sten bis zu den hellsten alle Stufen des Glanzes an- 
getroffen werden. Zuweilen hat ein teleskopischer 
Komet keinen sichtbaren Schweif; dies ist meist dann 
der Fall, wenn der Komet sehr schwach ist. Manch- 
mal fehlt auch der Kern gänzlich, und der Komet er- 
scheint uns dann als eine kleine neblige Masse, die 
vielleicht nur in der Mitte eine geringe Verdichtung 
zeigt. 

Würde man nur nach den geschichtlichen Auf- 
zeichnungen urteilen, so hätte man ungefähr 20 — 30 
helle, mit bloßem Auge sichtbare Kometen im Laufe 
eines Jahrhunderts zu erwarten.. Seitdem man aber 
begann, mit dem Fernrohr den Himmel zu durch- 
mustern, stellte sich heraus, daß die Kometen viel 
zahlreicher sind, als man früher angenommen hatte. 



— 266 — 

Gegenwärtig werden jedes Jahr von fleißigen Beob- 
achtern durchschnittlich 5— 10 Kometen aufgefunden. 
Zweifellos hängt die in einem Jahre erreichte Zahl der 
Entdeckungen in erster Linie vom Zufall ab, aber auch 
die Geschicklichkeit der Beobachter und die für die 
Suche verwendete Zeit und Mühe sind dabei von Ein- 
fluß. Es kommt auch zuweilen vor, daß derselbe Komet 
von verschiedenen Beobachtern unabhängig gefunden 
wird. Die Ehre der Entdeckung fällt dann demjenigen 
zu, der die Stellung des Kometen zuerst genau be- 
stimmt und die Entdeckung einer Sternwarte oder der 
Astronomischen Zentralstelle in Kiel mitteilt. 

Die Bahnen der Kometen. 

Bereits kurze Zeit nach der Erfindung des Fern- 
rohres hatte man erkannt, daß die Kometen den Pla- 
neten insofern glei- 
chen, als sie sich 
wie diese um die 
Sonne bewegen. 
Newton hat nach- 
gewiesen, daß ihre 
Bewegungen durch 
die Anziehung der 
Sonne in derselben 
Weise hervorgeru- 
fen und geregelt 
werden, wie die Be- 
wegungen der Pla- 
neten. Der wesent- 

Fig. 48. Parabolische Bahn eines Kometen. liehe Unterschied 

liegt nur darin, daß die Kometenbahnen nicht nahezu 
kreisförmig sind, wie die Bahnen der Planeten, sondern 




— 267 — 

langgezogene Kurven darstellen, so daß in den meisten 
Fällen nicht bestimmt werden kann, wo ihr Aphel oder 
das Sonnenferne Ende liegt. Da vielleicht manchem 
Leser genauere Angaben über die Kometenbahnen, 
sowie über die Gesetze, denen sie gehorchen, erwünscht 
sind, sollen dem Gegenstande hier noch einige Zeilen 
gewidmet werden. 

Es ist bereits von Newton nachgewiesen worden, 
daß ein Körper, der sich unter dem Einfluß der Sonne 
bewegt, stets einen Kegelschnitt beschreiben muß. 
Dieser Kegelschnitt kann eine Ellipse, eine Parabel 
oder eine Hyperbel sein. Die Ellipse ist, wie wir alle 
wissen, eine geschlossene, in sich zurücklaufende Kurve. 
Anders liegen die Verhältnisse bei der Parabel und der 
Hyperbel. Beide erstrecken sich in zwei auseinander 
laufenden Zw^eigen in die Unendlichkeit hinaus. Bei 
der Parabel nehmen diese Zweige im weiteren Verlauf der 
Kurve eine fast parallele Richtung an, während sie bei 
der Hyperbel immer weiter auseinander gehen. 

Wir wollen diese Haupteigenschaften der drei 
Kegelschnitte im Gedächtnis behalten und uns nunmehr 
vorstellen, daß die Erde uns an irgend einem Punkte 
ihrer Bahn im Räume zurückläßt und ihren Lauf weiter 
verfolgt, um uns erst bei ihrer Rückkehr nach Ablauf 
eines Jahres wieder mitzunehmen. Weiter wollen wir 
annehmen, daß wir uns die Zwischenzeit dadurch ver- 
treiben, daß wir Kugeln abschießen und beobachten, 
was für eine Bahn diese kleinen Planeten um die Sonne 
beschreiben. Wir würden dabei finden, daß alle Kugeln, 
die mit geringerer Geschwindigkeit als 2974 Kilometer 
in der Sekunde, d. h. mit der Erdgesch windigkeit, das 
Rohr verlassen, sich um die Sonne in elliptischen 
Bahnen bewegen, die enger als die Erdbahn sind, 



— 268 — 

einerlei, nach welcher Richtung wir die Kugeln ab- 
schießen. Dabei würde man das einfache Gesetz be- 
stätigt finden, daß die Bahnen bei derselben Anfangs- 
geschwindigkeit auch dieselbe Umlaufsperiode haben 
würden. Alle Kugeln, die wir gerade mit der Erd- 
geschwindigkeit abschießen, vollenden ihren Umlauf in 
einem Jahre und kommen daher an dem Punkt, von dem 
sie abgeschossen worden sind, nach dieser Zeit wieder an. 
Überschreitet die Anfangsgeschwindigkeit 2974 Kilo- 
meter in der Sekunde, so wird die Flugbahn eine 
Ellipse sein, die weiter als die Erdbahn ist; auch die 
Periode de? Umlaufs wird desto länger sein, je größere 
Anfangsgeschwindigkeit wir der Kugel verleihen. Bei 
einer Geschwindigkeit, die 42 Kilometer in der Sekunde 
überschreitet, würde die Anziehung der Sonne nicht 
mehr imstande sein, die Kugel in unserem Planeten- 
system festzuhalten; sie würde in einem Hyperbel- 
zweige auf und davonfliegen, einerlei, nach welcher 
Richtung wir sie abschießen. Bei genau 42 Kilometer 
Anfangsgeschwindigkeit würde sich aber die Kugel 
längs einer Parabel, der Übergangskurve zwischen Ellipse 
und Hyperbel, aus dem Sonnensystem entfernen. 

Es gibt also in einer bestimmten Entfernung von 
der Sonne auch eine bestimmte Geschwindigkeitsgrenze, 
bei deren Überschreitung ein dahinfliegender Körper, 
folglich auch ein Komet, von der Sonne forteilt, um 
nie wieder zurückzukehren, während er bei einer ge- 
ringeren Geschwindigkeit sicher früher oder später an 
dieselbe Stelle des Sonnensystems zurückkommt. 

Je näher wir der Sonne stehen, um so größer ist 
der Betrag dieser Grenzgeschwindigkeit. Sie nimmt ab 
im umgekehrten Verhältnis der Quadratwurzel aus der 
Entfernung von der Sonne; bei einem vierfachen Ab- 



— 269 — 

Stande von der Sonne ist sie z. B. nur halb so groß. 
Die Aufgabe, aus der Entfernung die erwähnte Grenz- 
geschwindigkeit für das Zustandekommen einer ge- 
schlossenen Bahn zu finden, ist somit sehr einfach. 
Man braucht nur zu berechnen, mit welcher Geschwindig- 
keit in der betreffenden Entfernung von der Sonne ein 
Körper in kreisförmiger Bahn sich um dieselbe be- 
wegen würde und diese Geschwindigkeit mit der 
Quadratwurzel aus 2 oder mit 1,414 zu multiplizieren. 

Daraus folgt, daß, wenn der Astronom imstande 
ist, die Geschwindigkeit abzuleiten, mit der ein Komet 
einen bestimmten Punkt seiner Bahn passiert, er auch 
ermitteln kann, ob diese Bahn eine Hyperbel, Parabel 
oder Ellipse ist, und wie groß die Umlaufszeit ist. 
Sorgfältige Vergleichungen der Beobachtungen des 
Kometen während der ganzen Sichtbarkeitsdauer liefern 
das Mittel hierzu und lassen feststellen, welchem der 
drei Kegelschnitte sich die Bahn am besten anpaßt. 

Es ist merkwürdig, daß bis jetzt noch nie ein 
Komet erschienen ist, dessen Geschwindigkeit jenen 
parabolischen Grenzwert wesentlich überschritten hat. 
Wohl haben die Beobachtungen bereits in vielen Fällen 
eine geringe Überschreitung der betreffenden Grenz- 
geschwindigkeit ergeben, die Abweichung war aber 
stets gering, so daß der hyperbolische Charakter dieser 
Bahnen noch nicht mit aller Strenge nachgewiesen ist. 
Gewöhnlich liegt die Geschwindigkeit eines Kometen 
dem Grenzwerte so nahe, daß eine Parabel die Beob- 
achtungen noch am besten darstellt. Bei solchen 
Bahnen haben wir es mit Kometen zu tun, die sich 
nach dem Überschreiten ihrer Sonnennähe entweder 
wirklich in einer Parabel wieder aus dem Planeten- 
system weit entfernen, oder sich in sehr langgestreckten 



— 270 — 

Ellipsen bewegen und nicht vor Tausenden, ja nicht 
vor Zehntausenden von Jahren wiederkehren. Es gibt 
jedoch auch Kometen, die eine beträchtlich geringere 
Geschwindigkeit haben. Diese Kometen vollenden ihren 
Umlauf um die Sonne in kürzeren Zeiträumen und 
werden periodische Kometen genannt 

Der Verlauf der Bewegung stellt sich bei den 
meisten Kometen somit folgendermaßen dar: Sie er- 
wecken zunächst den Eindruck, als ob sie aus irgend 
einer unbekannten Ferne auf die Sonne zu eilten. 
Streng genommen müßten sie dann auch direkt in die 
Sonne hineinfliegen, doch ist dies noch nie beobachtet 
worden, und ist auch aus Gründen, auf die wir noch 
zurückkommen werden, niemals zu erwarten. Bei der 
Annäherung an die Sonne erlangt der Komet dann 
eine stetig wachsende Geschwindigkeit, er beschreibt 
um den Zentralkörper einen großen Bogen und fliegt 
dann, von der Zentrifugalkraft getrieben, fast in der- 
selben Richtung, aus der er gekommen, wieder in die 
Tiefen des Weltraums fort 

Wegen ihrer geringen Helligkeit sind die Kometen 
selbst in starken Fernrohren nur in dem Teile ihrer 
Bahn sichtbar, in dem sie verhältnismäßig nahe bei 
der Sonne stehen. Die Beobachtungen erstrecken sich 
meist nur über einen kleinen Teil ihrer Bahn, und daher 
ist es vielfach sehr schwierig, die genaue Bahn und 
die Umlaufszeit eines erst einmal erschienenen Kometen 
zu bestimmen. 

Der Halleysche Komet. 

Der erste Komet, bei dem man eine regelmäßige 
Umlaufsperiode erkannte, ist ein Komet, der in der 
Geschichte der Astronomie mit dem Namen Halleys 



271 — 

eng verknüpft ist. Er erschien im August 1682, wurde 
nicht ganz einen Monat beobachtet und verschwand 
dann wieder. Aus den von diesem Kometen erhaltenen 
Beobachtungen berechnete Halley seine Bahn und fand 
weiterhin, daß sie bezüglich ihrer Form und Lage 
einem hellen Kometen entsprach, den Kepler um 1607 
beobachtet hatte. 

Es war nun zunächst kaum anzunehmen, daß zwei 
Kometen in genau derselben Bcihn sich bewegten. 
Halley vermutete daher, daß die wirkliche Bahn des 
Kometen eine Ellipse mit etwa 75-jähriger Umlaufs- 
zeit sei. War dies wirklich der Fall, so mußte man 
ihn auch schon früher in Zwischenzeiten von je 75 
Jahren beobachtet haben. Er rechnete diese Periode 
zurück und suchte nach den entsprechenden Angaben 
in den Geschichtsquellen. Wenn man 75 von 1607 
abzieht, so erhält man 1532. Halley fand nun, daß 
um 1531 wirklich ein Komet erschienen war, der sich 
in derselben Bahn bewegte. Weitere 75 Jahre zurück, 
1456, ließ sich gleichfalls die Erscheinung des Kometen 
feststellen der damals sogar in der Christenheit ein 
solches Entsetzen verbreitete, daß Papst Calixtus III 
Gebete anordnete, um den Schutz des Himmels gegen 
den Kometen und gegen die Türken, die damals 
Europa bedrohten, zu erflehen. Noch frühere wahrschein- 
liche Erscheinungen des Kometen waren in der Ge- 
schichte wohl angedeutet, doch war Halley nicht mehr 
imstande, die Identität jener Kometen mit dem seinigen 
sicher festzustellen, da über diese älteren Erscheinungen 
keine genaueren Beobachtungen oder Mitteilungen vor- 
lagen. Die vier gut beobachteten Periheldurchgänge 
der Jahre 1456, 1531, 1607, 1682 lieferten jedoch be- 
reits reichlichen Anhalt für die Voraussage, daß der 



— 272 — 

Komet im Jahre 1758 wieder in die Sonnennähe zu- 
rückkehren würde. Clairaut, einer der bedeutendsten 
französischen Mathematiker jener Zeit, war sogar be- 
reits imstande, den Einfluß der Bewegung* des Jupiter 
und des Saturn auf die Umlaufszeit des Kometen im 
Voraus zu berechnen. Er fand, daß die Bewegung 
dieser beiden Planeten die Rückkehr des Kometen- so 
aufhalten würde, daß er sein Perihel nicht vor dem 
Frühjahr 1759 erreichen könne. Der Komet erschien 
wirklich erst Ende 1758 wieder und passierte sein 
Perihel am 12. März 1759. 

Die nächste vorausbestimmte Rückkehr des Halley- 
schen Kometen fand 1835 statt. Diesmal hatten meh- 
rere Mathematiker bezüglich der Einwirkung der Pla- 
neten auf seine Umlaufszeit Berechnungen angestellt, 
die so genau waren , daß zwei Resultate die Zeit 
des Periheldurch ganges des Kometen bis auf wenige 
Tage darstellten. So gab Rosen berger hierfür den 
12., Pontecoulant den 13. November an, während in 
Wirklichkeit der Komet am 16. November 1835 ^^^ 
Sonnennähe passierte. Nachdem er mehrere Monate 
beobachtet worden war, verschwand er und ist noch 
nicht wieder erschienen. Aber man kennt seine Bahn- 
verhältnisse bereits so gut, daß man trotz seiner gegen- 
wärtigen Unsichtbarkeit seine jeweilige Stellung be- 
rechnen und den Ort am Himmel, angeben kann, wo 
er stehen muß. Seine nächste Wiederkehr rückt immer 
näher heran, das genaue Datum seiner Sonnennähe ist 
jedoch noch nicht berechnet. Sie wird w^ahrscheinlich 
im Frühjahr 1910 eintreten. 



273 



Verschwundene Kometen. 

Eine interessante Kometenentdeckung gelang dem 
französischen Astronomen Messier im Juni 1770. Das 
neu aufgefundene Objekt war anfangs teleskopisch, 
wurde aber bald für das bloße Auge sichtbar. Als 
seine Bahn von Lex eil, nach dem er heute allgemein 
bezeichnet wird, berechnet wurde, stellte sie sich 2ur 
Überraschung der Astronomen als eine Ellipse mit der 
kurzen Periode von 6 Jahren heraus. Seine nächste 
Rückkehr wurde daher mit Bestimmtheit vorausgesagt, 
doch der Komet erschien nicht wieder. Der Grund 
seines Ausbleibens wurde allerdings bald gefunden. 
Als er 6 Jahre nach seiner Entdeckung wieder in die 
Nähe der Sonne kam, stand er gerade auf der ent- 
gegengesetzten Seite der Erdbahn und konnte daher 
nicht beobachtet werden. Aber auch die nächste 
Wiederkehr blieb aus. Bei seiner weiteren Bewegung 
geriet er nämlich, wie man durch Rechnung nach- 
weisen konnte, in die unmittelbare Nähe des Jupiter, 
und dieser Planet änderte durch seine mächtige An- 
ziehung die Bahn des Kometen derartig, daß an eine 
Wiederkehr des Kometen in den Bereich der Sicht- 
barkeit überhaupt nicht mehr zu denken war. Man 
fand auch eine Erklärung dafür, warum der Komet 
nicht schon früher gesehen worden war. Es ließ sich 
feststellen, daß er drei Jahre vor seiner Entdeckung 
schon einmal in die Nähe des Jupiter gekommen war, 
und daß man sein erstmaliges Erscheinen im Jahre 
1770 bereits einer ähnlichen Bahnänderung zu ver- 
danken hatte. Der Riesenplanet unseres Systems hatte 
also um 1767 den Kometen gewissermaßen in die 
unmittelbare Nähe der Sonne geschleudert und ihn 

Newcomb, Astronomie. IS 



— 274 — 

nach zwei Umläufen um 1779 wieder gezwungen, irgend 
einen anderen Weg, den Niemand angeben kann, einzu- 
schlagen. Seitdem sind über 40 periodische Kometen 
aufgefunden worden, von denen etwa die Hälfte 
bei zwei oder mehr Periheldurchgängen beobachtet 
worden ist. 

Aus der Verfolgung dieser periodischen Kometen 
hat sich die merkwürdige Tatsache ergeben, daß die 
Kometen nicht wie die Planeten beständige, unver- 
änderliche Körper sind, sondern im allgemeinen der 
Auflösung und dem Untergange unterliegen, wie lebende 
Wesen. Den merkwürdigsten Fall einer solchen völligen 
Auflösung stellt der Bielasche Komet dar. Er wurde 
zuerst im Jahre 1772 beobachtet, sein periodischer 
Charakter wurde aber damals noch nicht erkannt. Ende 
1805 erschien er wieder, aber auch jetzt erkannten die 
Astronomen nicht die Identität der Bahn mit der- 
jenigen von 1772. Im Jahre 1826 erschien er zum 
dritten Male, und erst jetzt fand der Entdecker Biela, 
daß die Bahn mit den anderen von 1805 und 1772 
fast identisch war. Die Zeit seines Umlaufes wurde 
zu 6 Jahren ermittelt; 1832 und 1839 sollte er dem- 
nach wiederkehren. Aber um die betreffende Zeit be- 
fand sich die Erde nicht in einer Stellung, die seine 
Auffindung gestattet hätte. Erst gegen Ende des 
Jahres 1845 wurde er wieder aufgefunden und im 
November und Dezember dieses Jahres beobachtet. 
Als er sich Ende Dezember der Erde und Sonne 
näherte, fand man, daß er sich in zwei deutlich ge- 
trennte Kometen geteilt hatte. Zuerst war der klei- 
nere der beiden Teile recht schwach, nahm jedoch an 
Helligkeit zu und wurde schließlich ebenso hell, wie 
der Hauptkomet. Die nächste Wiederkehr des Bielaschen 



— 275 — 

Kometen fand im Jahre 1852 statt. Die beiden Teil- 
kometen standen da bereits weit auseinander, viel 
weiter als 6 Jahre zuvor. Während 1846 ihre Ent- 
fernung ungefähr 300000 km betrug, erreichte sie im 
Jahre 1852 bereits mehr als 2^2 Millionen Kilometer. 
Die letzten Beobachtungen dieses interessanten Objekts 
wurden im September 1852 angestellt. Obgleich seit 
dieser Zeit der Komet 8 Umläufe hätte vollenden 
müssen, wurde er nicht wieder gesehen. Nach seinen 
früheren Erscheinungen konnte dabei stets seine Stel- 
lung mit ziemlicher Genauigkeit im voraus angegeben 
werden, und so ist der Schluß berechtigt, daß er sich 
wahrscheinlich völlig aufgelöst hat. In einem der 
nächsten Kapitel werden wir etwas näheres über die 
Materie, aus der er zusammengesetzt war, erfahren. 

Zwei oder drei andere Kometen sind in ähnlicher 
Weise wie der Bielasche Komet verschwunden. Sie 
waren bei ihrer jedesmaligen Wiederkehr immer 
schwächer und immer schwieriger zu beobachten, bis 
sie schließlich ganz verschwanden. 

Der Enckesche Komet. 

Von den periodischen Kometen ist derjenige, der 
am häufigsten und regelmäßigsten beobachtet worden 
ist, mit dem Namen von Encke, der zuerst seine Be- 
wegung genau bestimmte, bezeichnet. Seine erste 
riachweisbare Erscheinung fand 1786 statt, aber wie 
es damals oft der Fall w^ar, konnte seine Bahn wegen 
einer zu geringen Anzahl von Beobachtungen zuerst 
nicht bestimmt werden. Er wurde dann im Jahre 1795 
von Karoline Herschel wieder entdeckt und erschien 
auch 1805 und 1818 wieder. Seine genaue Bahn 

wurde erst nach dieser letzten Erscheinung bestimmt, 

18* 



— 2'jb — 

wobei sich sein periodischer Charakter und seine 
Identität mit den Kometen von 1786, 1796, 1805 und 
18 19 ergab. 

Encke ermittelte jetzt die Periode zu 3 Jahren und 
HO Tagen, doch wechselt die Umlaufszeit ein wenig, 
je nach der Wirkung der Planeten-, besonders der 
Jupiterattraktion. Fast bei jeder Rückkehr, zuletzt im 
Jahre 1905, ist der Komet beobachtet worden. 

Eine gewisse Berühmtheit erlangte dieser Komet 
noch durch eine Hypothese Enckes, der erkannte, daß 
seine Bahn fortgesetzt kleiner wurde, und dies dadurch 
erklärte, daß der Komet wahrscheinlich durch irgend 
ein die Sonne umgebendes, widerstehendes Mittel auf- 
gehalten werde. Eine ganze Anzahl hervorragender 
Mathematiker hat sich mit dieser Frage bei der mehr- 
fachen Wiederkehr dieses und anderer Kometen be- 
schäftigt. Manchmal schien sich Enckes Ansicht zu 
bestätigen, dann wieder nicht. Die Angelegenheit muß 
somit noch als unentschieden gelten. Die hierbei in 
Frage kommenden Berechnungen sind auch so ver- 
wickelt und so schwierig, und das ganze Problem der 
Bewegung des Kometen unter dem Einfluß der Pla- 
netenanziehung ist so kompliziert, daß es fast unmög- 
lich ist, hier eine absolut richtige und einwandfreie 
Entscheidung zu treffen. 

Die Kometenfamilie des Jupiter. 

Ein merkwürdiger Fall, bei dem ein neuer Komet 
dauerndes Mitglied unseres Sonnensystems wurde, er- 
eignete sich zwischen 1886 und 1889. In dem letzteren 
Tahre wurde von Brooks in Geneva (Nordamerika) 
ein Komet entdeckt, bei dem eine Umlaufsperiode von 
nur 7 Jahren festgestellt wurde. Da er ziemlich hell 



— 277 — 

war, so tauchte die Frage auf, warum man ihn nicht 
schon früher beobachtet hatte. Da ergab die Unter- 
suchung, daß der Komet im Jahre 1886 ganz nahe bei 
Jupiter vorübergegangen war, und daß die Anziehung 
dieses Planeten, wie seinerzeit bei dem Lexellschen 
Kometen von 1770, seinen Lauf dermaßen verändert 
hatte, daß er nun eine vollkommen andere Bahn be- 
schrieb, wie zuvor. Weiterhin zeigte es sich, daß noch 
verschiedene andere Kometen der Jupiterbahn so nahe 
kommen, daß kaum ein Zweifel darüber besteht, daß 
auch sie durch diesen gewaltigen Planeten im Bereiche 
des Sonnensystems festgehalten worden sind. 

Man könnte nun fragen, ob dies nicht vielleicht 
überhaupt bei allen periodischen Kometen zutrifft. 
Diese Frage muß jedoch verneint werden, da z. B. der 
Halleysche Komet nie einem Planeten nahe kommt, 
und auch der Enckesche Komet an keinem Punkte 
seiner Bahn sich Jupiter soweit nähern kann, daß dieser 
Planet die jetzige Bahn des Kometen hätte hervor- 
rufen können. So viel wir wissen, haben diese Ko- 
meten schon von jeher zu unserem Sonnensystem 
gehört und sind nicht durch den Einfluß des Jupiter 
in demselben festgehalten worden. 

Woher kommen die Kometen? 

Bis vor kurzem nahm man noch an, daß die 
Kometen aus dem weiten Universum kommende, in 
das Sonnensystem hineingeratene Körper seien. Diese 
Ansicht wird aber wohl schon durch die Tatsache 
widerlegt, daß bis jetzt noch kein Komet mit einer 
Geschwindigkeit gefunden worden ist, die bestimitit die 
Grenzgeschwindigkeit für das Zustandekommen einer 
geschlossenen Bahn übertroffen hätte. Die Kometen 



— 278 — 

kommen also wohl aus weiter Ferne, aus Regionen, 
die weit außerhalb des Sonnensystems liegen, die aber 
doch bei weitem nicht so weit von uns entfernt sind, 
als die Fixsterne. Wir werden später sehen, daß auch 
die Sonne mit allen Planeten sich im Räume vorwärts 
bewegt. Selbst wenn wir also zugeben, daß die Ko- 
meten aus dem Universum weit außerhalb des Sonnen- 
systems kommen, so beweist doch die Tatsache, daß 
diese Weltkörper an der Bewegung der Sonne und 
des Sonnensystems schon teilnehmen, während sie 
noch weit außerhalb desselben stehen, ihre Zugehörig- 
keit zu diesem System. 

Es herrscht heutzutage die Ansicht vor, daß die 
Kometen regelmäßige elliptische Bahnen um die Sonne 
beschreiben, die sich von den Planetenbahnen nur 
durch ihre große Exzentrizität unterscheiden. Ihre Um- 
laufszeiten betragen infolgedessen im allgemeinen 
Tausende, Zehntausende, ja selbst Hunderttausende von 
Jahren. Während dieser langen Zwischenzeit entfernen 
sie sich weit über die Grenzen des Sonnensystems 
hinaus. Wenn sie bei ihrer Rückkehr zur Sonne sehr 
nahe an einem Planeten vorbeikommen, so kann dieser die 
Bewegung des Kometen in zweierlei Weise beeinflussen: 
Entweder er erteilt der Bewegung des Kometen eine 
Beschleunigung und schleudert ihn in eine noch größere 
Entfernung von der Sonne als zuvor, möglicherweise 
sogar in eine Entfernung, aus der er nie wiederkehren 
kann, oder die Geschwindigkeit des Kometen erleidet 
eine Verzögerung, wodurch er gezwungen wird, fortan 
eine engere Bahn um die Sonne zu beschreiben. Da- 
her kommt es wohl auch, daß wir Kometen mit so 
gänzlich verschiedenen Bahnen haben. 



— 279 — 

Wenn die Kometen wirklich aus dem Raum zwischen 
den Fixsternen kämen, so ließe sich eigentlich kein 
Grund datür angeben, warum nicht ihr Lauf direkt 
gegen die Sonne gerichtet ist und sie hier nicht ihr Ende 
finden. Bei einem Weltkörper, der zu unserm System 
gehört, ist jedoch ein solches Hineinfallen in die Sonne 
kaum möglich. Ein solcher Vorgang mag sich früher, 
vor langen Zeiten, bei Kometen, deren Bahnen direkt 
auf die Sonne zu gerichtet waren, einmal abgespielt 
haben, aber diesen von der Sonne aufgenommenen 
Kometen ist natürlich die Möglichkeit einer noch- 
maligen Wiederkehr genommen. 

Helle Kometen der letzten Jahrzehnte. 

Die sehr hellen Kometen, die von Zeit zu Zeit er- 
scheinen, erwecken auch bei Laien das größte Interesse. 
Das Erscheinen eines hellen Schweif Sternes ist jedoch, 
soweit unsere heutigen Kenntnisse reichen, eine reine 
Zufallssache. 

Von den sogenannten großen Kometen sind im 
19. Jahrhundert fünf oder sechs erschienen. Der inter- 
essanteste und glänzendste von allen war der Komet 
von 1858, der den Namen seines Entdeckers, des 
Florentiner Astronomen Donati, trägt. Die Geschichte 
seiner Erscheinung mag uns die Veränderungen ver- 
anschaulichen, die ein solcher Komet in der Regel mit 
der Zeit erfährt. Er wurde zum ersten Male am 
2. Juni 1858 gesehen, war aber damals nur im Fern- 
rohr als eine schwache Nebelmasse, einer winzigen 
weißen Wolke gleich, am Himmel zu sehen. Krin 
Schweif war an ihm zu erkennen, noch bot seine Er* 
scheinung sonst irgend etwas, das darauf hingedeut 
hätte, wie sich dieser kleine Nebel bis Mitte Aug^ 



— 28o — 

entwickeln würde. Alsdann begann sich ein schwacher 
Schweif zu bilden, und Anfang September wurde das 
Objekt bereits für das bloße Auge sichtbar. Von dieser 




. 49. Komet Donati v 



1 Jahie 



Zeit an wuchs der Komet mit außerordentlicher Ge«* 
schwindigkeit und erschien Abend für Abend größer 
und heller. Während eines ganzen Monats schien er 
sich dabei nur wenig zu bewegen, und täglich konnte 



k 



m 



man ihn so am westlichen Himmel schweben sehen. 
Um den lo. Oktober 1859 war er am glänzendsten 
Sorgfältige Zeichnungen des Kometen hat damals be- 
sonders Bond an der Harvard-Sternwarte angefertigt; in 
Fig. 49 ist eine dieser Zeichnungen reproduziert. Nach 




Fig. 50. Großer Komet vom Jahre 18S2. 
dem 10. Oktober nahm seine Helligkeit rasch ab. 
Dabei bewegte er sich nach Süden und verschwand 
schließlich ganz für die Bewohner der nördlichen Halb- 
kugel; in südlicheren Gegenden konnte er noch bis 
zum März 1859 verfolgt werden. 



— 282 — 

Noch ehe der Komet gänzlich verschwand, 1: 
gannen verschiedene Astronomen seine Bahn genau 
zu berechnen. Sie erwies sich nicht als genaue Parab 
sondern als eine sehr langgestreckte Ellipse. E 
Periode mochte etwa 1900 Jahre betragen, vielleic 
auch 100 Jahre mehr oder weniger. Bei seiner let 
vorhergehenden Sonnennähe muß er also irgendwa; 
im ersten Jahrhundert vor Chr. sichtbar gewesen sei 
es gibt jedoch keine Anhaltspunkte, die es gestattete 
irgend eine Kometenerscheinung jener Zeit mit de 
Donatischen Kometen zu identifizieren. Um 3800 od 
3900 n. Chr. kann er vielleicht wieder erwartet werde 

In der Geschichte der Kometenentdeckungen finc 
sich der merkwürdige Fall, daß mehrere Kometen si 
in einer und derselben Bahn bewegen. Es sind dl 
z. B. die Kometen von 1843, 1880 und 1882. E 
erste ist einer der denkwürdigsten Kometen all 
Zeiten, da er sich so nahe an der Sonne vorbeibeweg 
daß er fast ihre Oberfläche streifte. Er muß sog 
durch die äußeren Teile der Sonnenkorona hindurc 
gegangen sein. Ende Februar 1843 wurde er ga 
plötzlich in unmittelbarer Nachbarschaft der Sonne a 
hellen Tage sichtbar. Infolge eines sonderbaren Z 
sammentreffens erschien er kurz nach dem Bekanr 
werden einer Prophezeiung, die für 1843 das Welten« 
vorhersagte, und es fehlte nicht an abergläubisch« 
Menschen, die in dem Kometen schon das erste Zeich« 
der Katastrophe erblickten. 

Im April 1843 verschwand der Komet bere 
wieder, so daß die Beobachtungsperiode nur recht ku 
war. Die Bahn wich nicht wesentlich von einer Parat 
ab, und man konnte bezüglich der Umlaufszeit d 
Kometen nur soviel aussagen, daß er jedenfalls nie 



— 283 — 

vor Ablauf einiger Jahrhunderte wiederkommen könne. 
Die Überraschung war daher groß, als 37 Jahre später 
auf der Südhalbkugel der Erde ein Komet entdeckt 
wurde, der fast in derselben Bahn sich bewegte, wie 
der große Komet von 1843. Das erste Anzeichen 
dieser Kometenerscheinung bot ein langer Schweif, 
der sich nach Sonnenuntergang über den Horizont er- 
hob. Dieser Schweif wurde in Argentinien, am Kap der 
guten Hoffnung und in Australien schon Ende Januar 
1880 gesehen, während der Kopf erst am 4. Februar 
aus den Sonnenstrahlen heraustrat Der Komet be- 
wegte sich dann noch weiter südwärts und verschwand, 
ohne daß ihn die Beobachter der nördlichen Erdhalb- 
kugel auch nur einmal erblickt hätten. 

Es entstand nun die Frage, ob es sich bei der 
Ähnlichkeit der Bahn dieses Kometen mit derjenigen 
des Kometen von 1843 hier um zwei besondere oder 
nur um einen einzigen Kometen handelt. Früher wurde 
angenommen, daß wenn zwei in größeren Zwischen- 
zeiten erschienene Kometen sich in einer und derselben 
Bahn bewegen, sie auch identisch sein müßten. Hier 
war jedoch eine solche Vermutung mit den Beobach- 
tungen unvereinbar. 

Die Frage fand bald ihre Lösung in der Erschei- 
nung eines dritten in der gleichen Bahn sich be- 
wegenden Kometen im Jahre 1882. Dieser Komet 
konnte nun bestimmt nicht mit dem vor wenig mehr 
als zwei Jahren erschienenen identisch sein. Man hatte 
es hier also mit drei hellen Kometen zu tun, die sich 
alle in verschiedenen Abständen voneinander fast ge- 
nau in derselben Bahn bewegten. Möglicherweise ge- 
hören zu dieser Gruppe noch mehr als drei Kometen. 
Bereits um 1680 war nämlich schon einmal ein ahn- 



- 284 - 

lieber Komet sehr nahe bei der Sonne vorüberge- 
gangen, doch weicht seine Bahn von derjenigen der 
drei erwähnten Kometen etwas ab. Es ist nun wahr- 
scheinlich, daß diese Kometen einst eine einzige Nebel- 
masse darstellten, die sich später geteilt hat, so daß 




Fig. 5[. Komet Switl im Januar 1893, 

fortan die Einzelteile ihren Lauf getrennt, aber immer 
noch in der ursprünglichen Bahn vollführen. Diese 
Vermutung liegt um so näher, als an dem Bielaschen 
und einigen andern Kometen eine solche Teilung be- 
reits beobachtet worden ist. 



ä 



— 285 — 

Weitere glänzende Kometen erschienen 1860, 1874 
und 1882. Wie lange wir auf den nächsten warten 
müssen, ^ann niemand voraussagen. Es ist wahrschein- 
lich, daß der Halleysche Komet bei seiner bevorstehen- 
den Sonnennähe um 19 10 wenigstens für das bloße 
Auge sichtbar werden wird, doch läßt sich der Grad 
seiner Helligkeit nicht einmal schätzungsweise im voraus 
angeben. Im Jahre 1835 erschien er als ein so unbe- 
deutendes Objekt, daß man sich nur schwer vorstellen 
konnte, daß derselbe Komet im Jahre 1456 und auch 
später noch einen so überwältigenden Eindruck auf 
die Menschheit ausgeübt hatte. 

Physische Beschaffenheit der Kometen. 

Die Frage nach der Natur der Kometen ist noch 
ungelöst. Bei den großen und glänzenden Kometen mag 
der Kern ein fester Körper sein, obwohl er in Wirk- 
lichkeit wahrscheinlich viel kleiner ist als er aussieht. 
Diese letztere Eigenschaft ist durch eine Beobachtung 
konstatiert worden, die in der Geschichte der Astro- 
nomie einzig dasteht. Sie ist am Kap der guten Hoff- 
nung gelungen, als der große Komet von 1882 vor 
der Sonnenscheibe vorüberging, ähnlich wie es bekannt- 
lich Merkur und Venus manchmal auch tun. Leider 
waren die Astronomen der nördlichen Sternwarten 
nicht auf ein solches Phänomen vorbereitet, da der 
Komet vorher nur auf der südlichen Halbkugel sicht- 
bar gewesen war. Daher kam es, daß allein an der 
Kapsternwarte diese Beobachtung von größtem astro- 
nomischen Interesse ausgeführt werden konnte; dazu 
waren gerade hier die äußeren Umstände außerordent- 
lich ungünstig. Die Sonne stand nämlich dicht über 
dem Tafelberg und war schon dem Untergang nahe, 



— 286 — 

als der Komet sich ihr näherte. Trotzdem gelang e 
den beiden Astronomen Finlay und Elkin, den Kometei 
so lange zu verfolgen, bis er wirklich am R^nde de 
Sonne anlangte. Der Eintritt erfolgte 15 Minuten be 
vor die Sonne dem Blick der Beobachter ganz ent 
schwand. Während dieser Zeit hätte aber der Kern 
wenn er ein fester Körper gewesen wäre, als schwarze 
Fleck vor der Sonne erscheinen müssen. Zur größtei 
Überraschung verschwand aber der Komet dabei voll 
ständig von dem Moment an, in dem er den Sonnen 
rand berührte. Entweder ist also der Kern des Ko 
meten durchsichtig gewesen, oder sein fester innere 
Teil war zu klein, um beim Durchgang vor der Sonnen 
Scheibe noch unterschieden werden zu können. Leide 
ließ sich wegen der niedrigen Stellung der Sonne unt 
bei dem ungünstigen Zustande der Luft nicht genaue 
angeben, welche Größe dieser innerste Kern bestimm 
nicht überschritten hat. Soviel scheint indessen sichei 
daß sein fester Teil, wenn der Komet überhaupt einei 
solchen hatte, in Wirklichkeit viel kleiner war, als de 
scheinbare helle Kern. 

Manches spricht dafür, daß die Kometen nicht 
anderes sind, als eine Ansammlung von getrenntei 
Teilchen einer meteorischen Materie, die vielleich 
zwischen der Größe eines Sandkorns bis zum Umfanj 
der Meteorsteine, die manchmal vom Himmel faller 
schwanken. Schon die Veränderungen der Forn' 
denen der Kern eines Kometen so oft unterliegi 
sprechen für die Richtigkeit dieser Hypothese. 

Die Spektren der Kometen, deren Licht überhaup 
bereits analysiert werden konnte, zeigen, daß die Ko 
meten nicht nur in reflektiertem, sondern auch in eige 
nem Lichte leuchten. Dieses Spektrum besteht de 



— 287 — 

Hauptsache nach aus drei hellen Bändern, die große 
Ähnlichkeit mit den Linien des glühenden Kohlen- 
wasserstoffs haben. Man könnte hieraus schließen, 
daß die Kometen glühende Gasmassen seien. Dagegen 
spricht jedoch schon der Umstand, daß die Kometen 
verblassen und schließlich ganz verschwinden, wenn 
sie eine gewisse Entfernung von der Sonne erreicht 
haben. Wir können uns die Erscheinung der hellen 
Spektrallinien dann vielleicht so erklären, daß die Sonnen- 
strahlen durch irgend einen uns noch unbekannten 
Einfluß die Kometen materie zum Leuchten bringen. 

Wenn man einen glänzenden Kometen mit einem 
Fernrohr sorgfältig untersucht, sieht man oft von 
seinem Kopf Dunsthüllen in der Richtung nach der 
Sonne langsam aufsteigen und dann entgegenge- 
setzt sich fortbewegen, wodurch der Eindruck eines 
Schweifes entsteht. Dieser Schweif ist somit nicht ein 
besonderer Teil eines Kometen, der ihn dauernd be- 
gleitet, sondern er stellt eine meist nur in der Nähe 
der Sonne erfolgende Ausströmung von Materie aus 
dem Kopfe dar. Es kommt oft vor, daß ein Komet 
bei seiner Entdeckung noch gar keinen Schweif hat. 
Der letztere beginnt sich erst bei der Annäherung an 
die Sonne zu entwickeln, und je näher der Komet der 
Sonne kommt, je größer die Hitze ist, der er ausge- 
setzt wird, um so rascher und großartiger entwickelt 
sich in der Regel auch der Schweif. Unter der Ein- 
wirkung der Sonnenhitze beginnt er also gewisser- 
maßen zu verdampfen, wie Wasser unter denselben 
Umständen auch tun würde. Diese aufsteigenden 
Dämpfe oder Dünste werden dann wahrscheinlich durch 
die noch zu besprechende Repulsivkraft der Sonnen- 
strahlen abgestoßen, so daß sie schließlich einen Strom 



— 288 — 

von Materie bilden, der vom Kometen aufsteigt und 
sich als dessen Schweif, abgewandt von der Sonne, in 
den Weltraum ausbreitet. 



2. Die Meteore. 

Jeder von unseren Lesern hat wohl schon eine 
Sternschnuppe gesehen, einen Stern, der in größerer 
oder kleinerer Bahn über den Himmel dahinschoß und 
schließlich verschwand. Diese Objekte werden in der 
Astronomie allgemein als Meteore bezeichnet. Sie 
treten in jedem Grade der Helligkeit auf; je leuchten- 
der sie sind, desto seltener werden sie jedoch. Trotzdem 
wird jeder, der häufig des Abends im Freien weilt, 
kaum ein Jahr erleben, ohne ein solches Meteor von 
strahlendem Glanz zu erblicken, und er wird ein oder 
zweimal im Leben auch Gelegenheit haben, eins von 
den seltenen Meteoren zu sehen, die mit ihrem Glänze 
den ganzen Himmel erleuchten. 

Fast an jedem klaren Abend im Jahre kann ein 
aufmerksamer Beobachter drei, vier, ja selbst mehr 
Sternschnuppen im Laufe einer Stunde zählen. Manch- 
mal treten sie noch viel zahlreicher auf, z. B. zwischen 
dem lo. und 15. August, und gegen Mitte November. 
Vielfach sind sogar schon Sternschnuppen in solcher 
Menge gefallen, daß die Augenzeugen von Erstaunen 
und Entsetzen erfüllt wurden. Denkwürdige Stern- 
schnuppenfälle dieser Art ereigneten sich z. B. 1799 
und 1833. Im letzteren Jahre wurden durch die Er- 
scheinung die Neger in Amerika so in Schrecken ge- 
setzt, daß die Erinnerung an dieses Naturschauspiel 
bis zum heutigen Tage bei ihnen lebendig erhalten ist. 



— 289 — 

Der Ursprung der Meteore. 

Der Ursprung der Meteore war noch zu Anfang des 
19. Jahrhunderts unbekannt, jetzt ist er jedoch einiger- 
maßen klar gestellt. Man nimmt an, daß außer den 
bekannten Gliedern des Sonnensystems — den Planeten, 
deren Monden und den Kometen — noch ungezählte 
Millionen von kosmischen Einzelteilchen oder winzige 
Ansammlungen von Materie durch den Raum schweifen 
und die Sonne umkreisen. Wegen ihrer Kleinheit 
bleiben sie auch den mächtigsten Fernrohren der Neu- 
zeit unsichtbar, ja es ist möglich, daß der größte Teil 
dieser Objekte kaum die Größe eines Ziegelsteins, viel- 
leicht sogar nur Sandkorngröße erreicht Die Meteore, 
denen die Erde in ihrer Bahn begegnet, mögen eine 
Geschwindigkeit von 10 oder 20 oder gar 50 km in 
der Sekunde haben. Wenn sie die Erdatmosphäre 
mit dieser außerordentlichen Geschwindigkeit treffen, 
werden sie augenblicklich durch die Reibung so stark 
erhitzt, daß ihre Materie unter einer glänzenden Licht- 
ausstrahlung verdampft, wie fest sie auch sein mag. 
Was wir nun von der Erde aus sehen, ist die Bahn 
eines in dieser Weise verbrennenden kosmischen Staub- 
teilchens in den oberen Regionen der Atmosphäre. 

Selbstverständlich wird ein Meteor desto leuch- 
tender erscheinen und desto länger sichtbar sein, je 
größer und fester es ist. Manchmal ist es so groß 
und widerstandsfähig, daß es bis auf wenige Kilometer 
der Erde nahe kommt, ehe es schließlich schmilzt und 
verbrennt. Das sind die seltenen Fälle besonders heller 
und glänzender Meteore. Bei solchen Gelegenheiten 
kommt es oft vor, daß man wenige Minuten^ nach dem 
Verschwinden des Meteors von der Richtung seines 

Newcomb, Astronomie. 19 



— 290 — 

Erlöschens her eine laute Explosion vernimmt, wie 
einen Kanonenschuß. Dieser Knall rührt wahrschein- 
lich von dem Luftdruck her, den die große Geschwin- 
digkeit des Meteors verursacht. 

In einigen seltenen Fällen kann die Meteormasse 
so groß sein, daß sie die Erde erreicht, ohne vorher 
ganz zu verdampfen. Dann haben wir es mit einem 
Meteoritenfall zu tun, wie er für gewöhnlich mehrmals 
im Jahre in dem einen oder anderen Teile der Erde 
sich ereignet. Angeblich soll sogar einmal ein Mann 
von einem zur Erde herabfallenden Meteorstein ge- 
tötet worden sein. Wenn diese Körper, die für ge- 
wöhnlich bei ihrem Fall tief in die Erde eindringen, 
ausgegraben werden , so findet man , daß sie vielfach 
aus reinem Eisen bestehen. Bruchstücke von solchen 
Meteoreisen werden in Museen aufbewahrt. Besonders 
reichhaltige Meteorsteinsammlungen findet man in Wien, 
London, Paris, Berlin, Budapest, Tübingen, Kalkutta 
und Washington ausgestellt. 

Wie die Meteore entstanden sind, und welche Form 
sie ursprünglich gehabt haben, läßt sich nicht einmal ver- 
muten. Nach ihrem Niederfallen auf die Erde erscheinen 
sie wie rohe Fels- oder Metallblöcke mit deutlichen 
Zeichen von Oberflächenschmelzung, wie dies ange- 
sichts ihres schnellen Fluges durch die Erdatmosphäre 
und ihrer Erhitzung nicht anders sein kann. 

Periodische Stern schnuppen seh wärme. 

Die wichtigste Entdeckung bezüglich der Stern- 
schnuppen betrifft das periodische Auftreten von be- 
sondersreichhaltigen Schwärmen in bestimmten Jahres- 
zeiten. Besonders merkwürdig ist in dieser Hinsicht 
der Novemberschwarm, auch Leoniden genannt, 



— 291 — 

weil die betreffenden Meteore aus der Richtung des 
Sternbildes des Löwen zu kommen scheinen. Besonders 
reiche Fälle ließen sich als eine etwa dreimal im Jahr- 
hundert periodisch auftretende Erscheinung feststellen, 
ja man hat Aufzeichnungen hierüber gefunden, die 
mehr als 1300 Jahre zurückliegen. 

Der älteste Bericht stammt von einem arabischen 
Schriftsteller und lautet wie folgt: 

„Im Jahre 599, am letzten Tage des Moharrem, 
schössen Sterne hin und her und flogen gegenein- 
ander wie ein Heuschreckenschwarm. Das Volk 
geriet in Bestürzung und sandte Gebete zum Höchsten 
empor; etwas Ahnliches wurde nur noch beim Er- 
scheinen des Boten Gottes gesehen; mit ihm komme 
Segen und Friede.** 

Der erste genauer geschilderte Sternschnuppen- 
fall ereignete sich im November 1799. Er wurde 
von Alexander v. Humboldt auf den x\nden beob- 
achtet und später beschrieben, ohne daß man schon 
damals nach seiner Ursache ernstlich geforscht hätte. 
Der nächste Sternschnuppenregen fand im Jahre 
1833 ebenfalls im November statt und stellte wohl die 
großartigste Naturerscheinung dieser Art dar. Damals 
schon kam Olbers der Gedanke, daß der Meteor- 
schwarm von 1833 mit demjenigen von 1799 identisch 
sein und eine Periode von 34 Jahren haben könnte. 
Er sagte daher für 1867 die Möglicheit einer Wieder- 
holung des Naturschauspiels voraus und behielt Recht, 
denn es trat wirklich im Jahre 1866 und 1867 fast 
ebenso großartig auf, wie 1833 und 1799. Die sorg- 
fältigen Beobachtungen dieser Jahre führten zu der 
überraschenden Entdeckung eines innigen Zusammen- 
hanges zwischen Meteoren und Kometen. Wir werden 

19* 



— 292 — 

diesen Zusammenhang gleich noch näher erklären, 
müssen aber vorher noch dem sogenannten Ausstrah- 
lungs- oder Radiationspunkt der Meteore, dessen 
Kenntnis zu ihrer Bahnbestimmung notwendig ist, 
einige Worte widmen. 

Man hat gefunden, daß die Sternschnuppen eines 
periodischen Schwarmes nicht willkürlich kreuz und 
quer über den Himmel schießen, sondern daß ihre 
Bahnen, zurückverlängert, alle an einem bestimmten 
Punkte des Himmels zusammentreffen. Bei dem No- 
vemberschwarm liegt dieser Punkt im Sternbilde des 
Löwen, bei dem Augustschwarm im Perseus. Man 
nennt einen solchen Punkt den Ausstrahl ungs- oder 
Radiationspunkt des betreffenden Schwarmes. Die 
scheinbaren Bahnen, in denen die Meteore sich be- 
wegen, erwecken somit den Eindruck, als würden die 
Sternschnuppen von dem einen Punkt aus nach allen 
Himmelsrichtungen abgeschossen. Diese Wahrnehmung 
zeigt, daß die Meteore eines bestimmten Schwarmes 
sich alle in parallelen, d. h. in fast identischen Bahnen 
bewegen, bevor sie unsere Atmosphäre treffen. Der 
Ausstrahlungspunkt entspricht hier somit dem Flucht- 
oder Verschwindungspunkt in der Perspektivlehre. 

Beziehungen zwischen Kometen und Meteoren. 

Nachdem die Periode des Novemberschwarms er- 
kannt und der Ausstrahlungspunkt bestimmt war, 
konnte man daran gehen, die Bahn dieser Objekte zu 
berechnen. Eine solche Bahnbestimmung wurde auch 
von Leverrier bald nach dem Wiedererscheinen des No- 
vemberschwarmes im Jahre 1866 ausgeführt. Da traf 
es sich, daß im Dezember 1865 ein Komet erschienen 
war, der sein Perihel im Januar 1866 passierte, und das 



— 293 — 

eingehendere Studium seiner Bahn Verhältnisse durch 
Oppolzer zeigte, daß er eine Periode von ungefähr 
33 Jahren hatte. Als Oppolzer seine Bahnelemente 
veröffentlichte, merkte er noch nicht, daß die Bahn 
des Kometen mit derjenigen der Novembermeteore fast 
identisch war; erst Schiaparelli konstatierte die 
merkwürdige Ähnlichkeit und machte die Astronomen 
auf dieselbe aufmerksam. Es bestand darüber kein 
Zweifel: die Körper, die den Meteorfall der Leoniden 
verursachten, folgten dem Kometen von 1866 in seiner 
Bahn. Der Schluß war nun naheliegend, daß die be- 
treffenden Meteore ursprünglich einen Teil des Ko- 
meten gebildet und sich erst allmählich von ihm ge- 
trennt hatten. Wir haben ja bereits bei verschiedenen 
Kometen eine solche Trennung beobachten können 
und bemerkt, wie die Einzelteile anfangs dicht neben- 
einander, dann aber infolge nicht genügender gegen- 
seitiger Anziehung in immer größeren Zwischenräumen, 
aber in der ursprünglichen Bahn die Sonne umkreisten. 

Ein ähnlicher Zusammenhang wurde auch bei den 
Augustmeteoren, den Per sei den, gefunden. Sie bewegen 
sich in der Bahn eines Kometen, den man 1862 be- 
obachtet hat. Die Umlaufszeit dieses Kometen konnte 
damals nicht genau bestimmt werden, man nimmt 
jedoch an, daß sie etwa zwischen 100 und 200 Jahren 
liegt. 

Noch ein dritter derartiger Fall ließ sich wenige 
Jahre später, Ende 1872, nachweisen. Wir haben schon 
wiederholt auf die Auflösung und das schließliche Ver- 
schwinden des Bielaschen Kometen hingewiesen; seine 
Bahn schneidet die Bahn der Erde um die Sonne in 
einem Punkte, den wir Ende November passieren. Nach 
der Periode dieses Kometen zu urteilen, mußte er diese 



— 294 — 

Stelle ungefähr am i. September 1872, also zwei oder 
drei Monate vor dem Durchgang der Erde durch den- 
selben Punkt passiert haben. Waren nun die Reste 
dieses Kometen über einen größeren Raum verteilt, 
so mußte die Erde am 27. November sie noch treffen; 
es war somit für den betreffenden Abend wieder ein 
Sternschnuppenregen zu erwarten, und zwar mußte dann 
sein Radiationspunkt in der Andromeda liegen. Diese 
Voraussage traf auch in allen Punkten zu, und seitdem 
kehren die Andromediden, wie dieser Schwärm von 
Meteoren genannt wird, wenn auch bei weitem nicht 
so zahlreich wie 1872, so doch sehr regelmäßig alle 
Jahre wieder. 

Neben diesen raschen Erfolgen der Sternschnuppen- 
forschung ist auch über einige Enttäuschungen zu be- 
richten. So sollte der Komet von 1866 zwischen 1899 
und 1900 wiederkommen, aber er wurde nicht wieder- 
gefunden, allerdings wohl weniger wegen seines völligen 
Zerfalles, als deswegen, weil er sein Perihel in zu großer 
Entfernung von der Erde passierte. Was aber noch 
merkwürdiger ist, auch der zugehörige Meteorschwarm 
der Leoniden erschien weder 1899 noch 1900 in der 
erwarteten großen Anzahl wieder. Die Ursache seines 
Ausbleibens liegt wahrscheinlich darin, daß er durch 
die Anziehung der Planeten, insbesondere durch Jupiter 
gezwungen worden ist, fortan eine andere Bahn ein- 
zuschlagen, die ihn vielleicht nie mehr in die Nähe 
der Erde bringt. 

Fassen wir das Gesagte zusammen, so können wir 
die Meteore als Bruchstücke der zahlreichen Kometen 
auffassen, die von jeher die Sonne umkreist haben. 
Sie folgen den Kometen in der ursprünglichen Bahn 
wie Nachzügler einer Armee, und wenn die Erde einen 



— 295 — • 

Schwärm dieser Bruchstücke in ihrer Bahn trifft, so er- 
eignet sich ein Sternschnuppenfall. Ob allerdings sämt- 
liche Sternschnuppen, die wir am Himmel aufblitzen 
sehen, ehemalige Kometenbestandteile sind, ist zum 
mindesten noch zweifelhaft Nach Untersuchungen, die 
kürzlich Elkin an Meteorphotographieen angestellt hat, 
überschreitet die Bewegung dieser Körper oft die 
parabolische Grenzgeschwindigkeit, von der bei den 
Kometenbahnen die Rede war, und erfolgt somit in 
einer Hyperbel. Wir haben aber gesehen, daß Welt- 
körper mit solcher hyperbolischen Bewegung nur aus 
den fernen Räumen des Fixsternhimmels kommen können 
und mit unserem Sonnensystem in keinerlei engerer 
Verbindung stehen. 

3. Das Zodiakallicht 

Das Zodiakallicht ist ein sehr matter schwacher 
Schimmer, der die Sonne umgibt, sich ungefähr bis 
zur Erdbahn ausdehnt und fast in der Ebene der Ekliptik 
liegt. In den Tropen kann man das Zodiakallicht an 
jedem klaren Abend ungefähr i bis 2 Stunden nach 
Sonnenuntergang als einen sich über den Westhorizont 
kegelförmig erhebenden Schein wahrnehmen. In unseren 
Breiten ist es am besten im Februar sichtbar und er- 
hebt sich dann ungefähr 1^2 Stunden nach Sonnen- 
untergang vom Westhorizonte bis zu den Plejaden im 
Stier. Es ist um diese Jahreszeit deswegen am besten 
zu sehen, weil es wie gesagt in der Ebene der Ekliptik 
liegt, und diese bei uns im Frühjahr viel steiler vom 
Horizonte aufsteigt, als zu irgend einer anß 
zeit. Im Herbst hat die Ekliptik ' 
Stellung in den Morgenstunden, v 



- 296 - 

daher das Zodiakallicht im Osten vor Tagesanbruch 
besonders gut sichtbar; es steigt dann von Osten auf 
und erstreckt sich bis in die Gegend des Krebses. 
Vielfach wird berichtet, daß das Zodiakallicht in Gegen- 
den, in denen die Atmosphäre klarer ist als bei uns. 




Fig. 5^. 



Das Zodiakallicht ii 



jiid Mür 



d 



zuweilen sogar den Himmel von Westen nach Osten 
wie ein Kreis umspannt. Wenngleich diese Ausbrei- 
tung des Lichtschimmers über das ganze Firmament 
noch nicht einwandfrei erwiesen ist, so viel ist doch 
sicher, daß an der entgegengesetzten Seite des Himmels, 



— 297 — 

also im Frühjahr des Abends im Osten und im Herbst 
des Morgens im Westen, sich noch ein zweiter, meist 
schwächerer Lichtschein bemerkbar macht, der soge- 
nannte Gegenschein, eine noch unaufgeklärte astro- 
nomische Erscheinung. Dieser Gegenschein hat keine 
bestimmte Begrenzung und ist so schwach, daß er nur 
unter den allergünstigsten Verhältnissen gesehen werden 
kann. Selbst der schwächste Mondschein überstrahlt 
ihn vollkommen, und auch bei dunkelstem Himmel 
wird er unsichtbar, wenn er, wie dies z. B. in den 
Monaten Juni und Juli, Dezember und Januar der Fall 
ist, in die Gegend der Milchstraße fällt. 

Es ist kaum daran zu zweifeln, daß das Zodiakal- 
licht durch Reflexion des Sonnenlichtes von einem 
Schwärm winziger meteorartiger Körper, welche die 
Sonne beständig umkreisen, verursacht wird. Wir 
könnten natürlich auch den Gegenschein derselben Ur- 
sache zuschreiben, es bliebe dann jedoch unaufgeklärt, 
warum er nur in der der Sonne entgegengesetzten 
Richtung erblickt wird. Man hat sogar schon ver- 
mutet, daß vielleicht die Erde, gleich den Kometen, 
einen Schweif habe, und daß das Gegenlicht nichts 
anderes sei als der Reflex von den äußersten Teilen 
dieses Schweifes. Diese Annahme setzt nichts Un- 
mögliches voraus, sie ist jedoch noch keineswegs be- 
wiesen. 

4. Die Stoßkraft des Lichtes. 

In den letzten Jahren sind verschiedene Tatsachen 
entdeckt und eine Reihe physikalischer Theorien ent- 
wickelt worden, die für eine ganze Anzahl von bisher 
unaufgeklärten irdischen und kosmischen Naturerschei- 



— 298 — 

nungen eine Deutung zulassen. Solche rätselhaften Er- 
scheinungen sind z. B. die Sonnenkorona, die Schweife 
der Kometen, die Polarlichter, der Erdmagnetismus 
und dessen Veränderungen, die Nebelflecke, das Zodia- 
kallicht und der Gegenschein. Die betreffenden Theorien 
interessieren freilich in erster Linie mehr den Physiker 
als den Astronomen. Der Verfasser fühlt sich auch nicht 
kompetent genug, um sie nach dem neuesten Stande 
der Wissenschaft hier darzustellen, oder dem Leser 
genauer zu erklären, wo hier feststehende Tatsachen 
aufhören und die Spekulation beginnt, und er möchte 
sich daher auf einige wenige Punkte dieser Theorien 
beschränken. 

Schon Euler sprach vor 160 Jahren die Vermutung 
aus, daß den Lichtwellen eine Stoßkraft innewohne, 
und daß sie auf die Körper, welche von ihnen ge- 
troffen werden, einen Druck ausüben. Die Richtigkeit 
dieser Annahme wurde 1873 durch Maxwell in seiner 
elektromagnetischen Lichttheorie nachgewiesen; doch 
ist die Heranziehung dieser Tatsache zur Erklärung 
der oben genannten kosmischen Erscheinungen erst in 
allerneuester Zeit von Arrhenius erfolgt. Das von 
Maxwell aufgestellte Grundgesetz kann wie folgt aus- 
gesprochen werden: 

Fällt ein Lichtstrahl senkrecht auf einen schwarzen 
Körper, so übt er auf die Oberfläche desselben einen 
gewissen Druck aus. Die Größe dieser Druckwirkung 
ist ebenso groß, wie die in der Volumeinheit enthaltene 
Strahlungsenergie des betreffenden Lichtstrahls. 
Man kann dieses Prinzip auch so erläutern: 
Laufen die Strahlen parallel, so ist die Arbeit, 
die ihr Druck auf eine Oberfläche dadurch leistet, deiß 
er diese Oberfläche um eine bestimmte Wegstrecke 



— 299 — 

in der Richtung der Strahlen verschiebt, gleich der 
Energie der Lichtstrahlen innerhalb der zurückgelegten 
Wegstrecke. 

Mit Hilfe dieses letzten Satzes, der die Kenntnis 
der Wärme der Sonnenstrahlen, beziehungsweise der in 
ihnen enthaltenen Energie voraussetzt, war es bereits 
Maxwell möglich, die Größe des fraglichen Druckes zu 
berechnen. Er hatte ihn als zu schwach gefunden, um durch 
irgend eine der damaligen Messungsmethoden nachge- 
wiesen werden zu können. Die Hauptschwierigkeit 
lag darin, daß wenn die Versuche nicht in einem 
völlig luftleeren Raum ausgeführt werden, der Druck 
des Lichtes sich mit demjenigen der umgebenden Luft 
vermischt. Einen Raum, der so vollkommen luftleer 
war, daß die übrig gebliebenen geringen Spuren von 
Luft nur noch eine Druckkraft haben, die mit der- 
jenigen des Lichtes vergleichbar war, haben erst um 
1900 der Russe Lebedew und nach ihm zwei ameri- 
kanische Physiker herzustellen vermocht. Sie haben 
die Größe der Stoßkraft des Lichtes genau so groß 
gefunden, wie es Maxwell angegeben hatte. Bei der 
Schwierigkeit dieser Messungen können indessen weit- 
gehende Schlüsse aus dieser Theorie noch nicht ge- 
zogen werden, und wir bleiben wenigstens vorläufig 
hier noch auf Beobachtungen an den kleinsten Teilchen 
von Materie im leeren Himmelsraum angewiesen. Diese 
Beobachtungen hängen wesentlich von Glück und Zu- 
fall ab, denn wir können nicht in diese leeren Räume 
des Weltalls hinaufsteigen oder dqrt willkürlich Materie 
hinschaffen, um mit ihr Versuche anzustelleD 
müssen uns darauf beschränken, die do»* 
handene Materie in ihrem Verhalten u 
der Sonnenstrahlen möglichst sorg! 



— 300 — 

sich darbietenden Gelegenheit aus der Ferne zu be- 
obachten. 

Eine weitere wichtige Entdeckung hat ergeben, 
daß von sehr stark erhitzten Körpern, also auch von 
der Sonne, dauernd sogenannte Ionen, winzige Teil- 
chen, noch kleiner als Atome, mit großer Geschwindig- 
keit fortgeschleudert werden. 

Nach der Maxwellschen Theorie gestaltet sich 
nun z. B. die Erklärung eines Kometenschweifes höchst 
einfach. Wenn der Komet sich der Sonne nähert, ver- 
flüchtigt sich zunächst infolge ihrer Anziehung seine 
Materie auf der der Sonne zugekehrten Seite. Sobald 
jedoch bei der weiteren Annäherung der Druck ihrer 
Lichtstrahlen auf die Kometenmaterie die Schwerkraft 
überwiegt, werden diese Teilchen abgestoßen und bilden 
nun auf der der vSonne entgegengesetzten Seite des 
Kometenkopfes den vSchweif. Daß irgend eine von 
der Sonne ausgehende Kraft auf die Kometenschweife 
eine abstoßende Wirkung ausübt, war bereits seit Keplers 
Zeiten bekannt; eine plausible Erklärung der Erschei- 
nung verdanken wir jedoch erst der Maxwellschen 
elektromagnetischen Lichttheorie. 

Die Erklärung der anderen astronomischen Phä- 
nomene, die wir vorhin erwähnt haben, ist nicht so 
einfach und noch nicht so zur Zufriedenheit gediehen, 
daß sie in kurzen Worten klar dargestellt werden 
könnte. Der Leser, der sich für den Gegenstand inter- 
essiert, muß daher auf Fachschriften verwiesen werden. 



Sechster Teil. 



DIE FIXSTERNWELT. 



1. Allgemeine Obersichi 

Nach Abschluß unseres allgemeinen Überblicks 
über den kleinen Teil des Universums, in dem wir 
leben, soll es unsere nächste Aufgabe sein, im Geiste 
die fernen Himmelsräume aufzusuchen, die von den 
Tausenden von Sternen erfüllt werden, die unser 
Firmament bedecken. Auf diesem Gebiete der Astronomie 
sind gerade in den letzten Jahren die wunderbarsten 
Entdeckungen gemacht worden, und wir besitzen heute 
über die Welt der Fixsterne bereits Kenntnisse, die 
selbst ein Herschel für unerreichbar und unfaßbar ge- 
halten hätte. Die unendliche Größe dieses Wissens- 
gebietes gegenüber der geringen Zahl von Einzel- 
heiten, welche die Forschung bis jetzt aufgeklärt hat, 
machen es indessen fast unmöglich, in diesem kleinen 
Buche einen kurzen und doch verständlichen Überblick 
über die Fixsternwelt zu geben. Wir können hier so- 
mit nur auf die Grundzüge des Baues jener fernen 
Welten hinweisen, indem wir uns darauf beschränken, 
was Beobachtungskunst und Theorie in Vergangenheit 
und Gegenwart ans Licht gebracht haben. 






— 302 — 

Solange Menschen auf der Erde leben, haben sie s 
die Frage vorgelegt: „Was sind eigentlich die Sterni 
Auf diese Frage konnte noch vor kurzem niema 
eine Antwort geben. Selbst zu Anfang des v 
gangenen Jahrhunderts konnte man über die Fixstei 
wenig mehr aussagen, als daß sie sehr weit entferr 
leuchtende Körper sind, deren inneres Wesen jed( 
für uns ein (xeheimnis ist. Heute haben wir sie 
gegen bereits als gewaltige Kugeln von Materie 
kannt, die im allgemeinen unzählige Male größer s 
als die Erde. Wir wissen ferner, daß sie äußerorde 
lieh heiß sind, in eigenem Lichte leuchten und 
ihrer großen Masse ungezählte Millionen von Jahi 
Licht und Wärme ausstrahlen können, ohne abzukühl 
Was wir nach und nach über die Beschaffenheit < 
Sonne erfahren haben, paßt mehr oder weniger ai 
auf die große Mehrzahl der Sterne. Freilich könr 
wir ihre Oberflächen nicht genauer studieren, weil 
selbst in den stärksten Fernrohren nur als kleine Lic 
punkte erscheinen. Aber ihre sonstige AhnUchl« 
mit unserer Sonne läßt darauf schließen, daß w 
jeder Stern wie die Sonne sich um seine Achse dre 
und daß er in entsprechend naher Entfernung w 
auch dieselbe Erscheinung darbieten würde, wie 
Sonne. Wir besitzen ausreichende Beweise dafür, c 
eine Umdrehung der Himmelskörper zur allgemeii 
Weltordnung gehört. In den wenigen Fällen, in dei 
eine Entscheidung darüber möglich war, ob ein St 
sich um seine Achse dreht oder nicht, ist diese E 
Scheidung stets zugunsten einer Rotation ausgefall 

Die Fixsterne weisen sonst unendlich verschiede 
Einzelheiten auf. Es scheint in der Tat, als ob s 
unter ihnen nicht zwei Objekte von gleicher ph] 



— 303 — 

kalischer Zusammensetzung befinden, ebensowenig wie 
man auch auf der Erde vergeblich nach zwei Menschen 
von gleicher körperlicher Erscheinung suchen würde. 
Im Kapitel über die Sonne ist der Versuch gemacht 
worden, dem Leser einen ungefähren Begriff von ihrer 
enormen Temperatur zu geben, und wir haben dabei 
gesehen, daß diese Temperatür weit das Maß der 
Wärme überschreitet, die wir auf der Erde hervor- 
bringen können. Dennoch haben wir triftigen Grund 
zu der Annahme, daß trotz der Verschiedenheiten, die 
die Sterne untereinander hinsichtlich ihrer Temperatur 
zeigen, die überwiegende Mehrheit doch noch heißer 
ist als die Sonne. Wenn man dies schon von ihren 
Oberflächen aussagen kann, um wieviel größer muß 
dann der Unterschied erst sein, wenn wir das Innere 
dieser Riesenmassen berücksichtigen! 

Die Fixsterne sind jedoch nicht die einzigen Körper, 
die das ferne Universum erfüllen. Über den Himmel 
zerstreut finden wir zwisbhen ihnen noch ungeheuere 
selbstleuchtende Massen von außerordentlich dünner 
Materie, die nach ihrem Aussehen als Nebel oder 
Nebelflecke bezeichnet werden. An Umfang lassen 
sie die Sonne und selbst die größten Sterne weit hinter 
sich. Diejenigen Nebel, die wir heute von direkter 
Beobachtung oder von Photographieen her kennen, 
haben wahrscheinlich die loo- oder looo- fache Aus- 
dehnung unseres ganzen Sonnensystems. Ein Nebel- 
fleck von dem Durchmesser der Neptunsbahn würde 
in der Distanz der Fixsterne selbst in den stärksten 
Fernrohren dauernd unsichtbar bleiben und sich auf 
keiner photographischen Platte abbilden, er müßte denn 
eine ganz besondere Helligkeit haben. 



— 304 — 

Die Spektra der Sterne. 

Wenn der Laie von astronomischen Entdeckungen 
liest, so denkt er gewöhnlich, sie seien stets nur durch 
direkte Beobachtung am Fernrohr gewonnen. Das 
war wohl noch vor wenigen Jahrzehnten der Fall, trifft 
aber heute durchaus nicht mehr zu. Die Erforschung 
der dunklen Körper, die nach Art der Planeten um 
viele von den Fixsternen einen Umlauf ausführen, die 
Untersuchung der chemischen Zusammensetzung der 
Fixsterne, die Bewegung der Sterne auf uns zu und 
von uns weg, alles Dinge, denen die moderne Astro- 
nomie in erster Linie ihre Entwicklung verdankt, üb^"- 
schreiten die Leistungsfähigkeit eines gewöhnlichen 
Fernrohrs. Für dieses Forschungsgebiet bedarf der 
Astronom noch eines anderen Hilfsmittels, und zwar 
hat ihm hier in erster Linie das Spektroskop die Bahn 
des Fortschritts geebnet, ein Instrument, das wir von 
einem früheren Kapitel her bereits kennen. Aus dem, 
was dort gesagt w(M"den ist, wird der Leser erkennen, 
daß bei diesem Instrument von einem Sehen im ge- 
wöhnlichen Sinne des Wortes keine Rede mehr sein 
kann. Der Beobachter analysiert hier die von einem 
Himmelskörper herkommenden Lichtstrahlen in ihre Be- 
standteile, gerade so wie ein Chemiker in seinem Labo- 
ratorium einen zusammengesetzten Körper nach dessen 
Elementen analysiert. Eine Analyse des Fixsternlichtes 
ist jedoch dadurch kompliziert, daß die Zahl der Ele- 
mente, aus denen sich die Fixsterne zusammensetzen, 
meist außerordentlich groß ist. 

Als ein wesentlicher Vorteil der Spektralanalyse 
muß es angesehen werden, daß sie gegenüber den 
Leistungen des Fernrohrs von der Entfernung unab- 



— 305 — 

hängig ist. Je weiter ein Stern von uns ab steht, um 
so schwieriger ist er zu erkennen; diese Regel gilt 
sowohl für das bloße Auge als auch für das Fernrohr^ 
Wir wissen auch bereits, daß das Licht im Verhältnis- 
des Quadrates der Entfernung abnimmt und daher in 
der zweifachen Distanz nur noch Yi» ^^ der dreifachen 
nur noch 1/9 des ursprünglichen Betrages ausmacht; 
wenn aber von einem Stern nur soviel Licht zu uns 
gelangt, daß ein Spektrum noch eben erkannt werden 
kann, so läßt sich der Stern bereits auf seine physi- 
kalische Zusammensetzung hin untersuchen, gleichgültig 
wie weit er von uns entfernt steht. So wie der Che- 
miker ein Mineral vom Planeten Mars — für den Fall, 
daß es möglich wäre, ein solches zu erhalten — ebenso 
leicht analysieren könnte, als wenn er es irgendwo 
auf der Erde gefunden hätte, ebensowenig bietet der 
Umstand, daß ein Lichtstrahl 100 oder 1000 Jahre 
unterwegs war, ein Hindernis, aus dem Spektrum 
dieses iernen Sternes genau ebenso Schlüsse zu ziehen, 
als wenn er uns ganz nahe stände. 

Das Spektrum eines Sternes ist, wie das Sonnen- 
spektrum, immer von zahlreichen dunklen Linien 
durchkreuzt Dies beweist, daß alle Sterne wie unsa^e 
Sonne von Atmosphären umgeben werden, die nicht 
so heiß sind, wie der Zentralkörper. Aber daraus folgt 
durchaus noch nicht, daß diese Atmosphären kalt sind. 
Im Gegenteil, sie sind selbst bei den mehr abgekühlten 
Sternen immer noch heißer als die Flamme irgend 
eines irdischen Schmelzofens. Beim sorgfältigen Ver- 
gleichen von Sternspektren findet man, daß fast nie 
zwei Spektra einander völlig gleich sind. Dies zeigt, 
daß die Atmosphären der Sterne bezüglich ihrer Zu- 
sammensetzung oder ihrer Temperatur Unterschiede 

Newcomb, Astronomie. ^^ 



— 3o6 — 

aufweisen. Eine große Zahl der dunklen Linien in 
ihren Spektren erweist sich als identisch mit denen 
bekannter irdischer Stoffe, was darauf hindeutet, daß 
ein großer Teil der Stoffe, aus denen die Sterne be- 
stehen, mit den Bestandteilen der Erde identisch ist. 

Eine von den Substanzen, die am häufigsten im 
Weltall vorkommen, ist der Wasserstoff; mehrere seiner 
Linien finden sich fast bei allen Sternen vor. Andere 
Elemente, die wohl im ganzen Universum vorkommen, 
sind Eisen und Kalzium, die metallische Basis voa 
Kalk. Wir wissen alle, daß diese Substanzen auf der 
Erde s^hr reich vertreten sind; in ihrer ähnlich all- 
gemeinen Verbreitung unter den Sternen haben wir 
wieder ein Beispiel von der Einheit der Natur im 
weitesten Sinne. 

Es kommen allerdings auch Ausnahmen von dieser 
Regel vor. Außer Linien, die bekannten irdischen 
Substanzen entsprechen, zeigen viele Sterne auch 
solche, die bis jetzt keinem bekannten Element zuge- 
schrieben werden konnten. Das ist insbesondere der 
Fall bei der Klasse der Sterne vom Oriontypus, so 
genannt, weil viele von ihnen im Sternbilde des Orion 
liegen. Diese Sterne sind meist weiß oder sogar bläu- 
lich und zeigen eine größere oder geringere Anzahl 
von feinen dunklen Linien, die von keinem bekannten 
Element hervorgerufen sein können. Wir haben also 
allen Grund zu vermuten, daß diese Sterne aus anderen 
auf der Erde vielleicht nicht vorhandenen Elementen 
bestehen. 

Es ist auch schon vorgekommen, daß die Ent- 
deckung eines Stoffes auf einem anderen Weltkörper 
der Auffindung des betreffenden Elementes auf der 
Erde vorausging. Nachdem man begonnen hatte, die 



— 307 — 

Sonne genauer spektroskopisch zu beobachten, fand 
man auch bald in ihrem Spektrum gewisse klar aus- 
gesprochene Linien einer unbekannten Substanz, die 
man nach ihrem Ursprünge als Helium bezeichnete. 
Weitere Forschungen führten dann erst zu der Ent- 
deckung, daß dieses Gas auch in dem norwegischen 
Mineral Cleveit vorkommt, ja sogar, wenngleich in 
sehr geringen Mengen, selbst in der Erdatmosphäre 
vorhanden ist. Schon vorher konnte seine Existenz 
auch auf zahlreichen Sternen, die man als Helium- 
sterne zu bezeichnen pflegt, nachgewiesen werden. 

Dichte und Temperatur der Sterne. 

In einer ganzen Anzahl von Fällen ist es gelungen, 
eine Vorstellung von der Dichtigkeit eines Sternes 
oder, nach dem gewöhnlichen Sprachgebrauch, von 
seinem spezifischen Gewicht zu gewinnen. Es ist nun 
sehr merkwürdig, daß fast in allen diesen Fällen sich 
die Dichtigkeit der Fixsterne als viel geringer heraus- 
gestellt hat als diejenige unserer gewöhnlichen festen 
oder flüssigen Substanzen; ja selbst die Fälle sind 
häufig, wo ihre Dichte offenbar nicht größer, ja sogar 
noch geringer ist, als die Dichte der Luft. In dieser 
Beziehung scheint unsere Sonne, obgleich sie schon an 
und für sich eine recht geringe Dichtigkeit besitzt, 
wirklich eine Ausnahme zu bilden, und es dürfte nur 
verhältnismäßig wenig Sterne von so hohem spezi- 
fischen Gewicht geben wie die Sonne. Dieses Ergebnis 
schließt aber gleichzeitig einen Beweis für die hohe 
Temperatur dieser Himmelskörper in sich, bei der eben 
alle flüssigen oder festen Stoffe verdampfen wie Wasser 
auf dem Feuer. Wir haben tatsächlich triftigen Gru"*' 

zu glauben, daß die Sterne größtenteils M; 

2 



— 3o8 — 

außerordentlich heißem Dampf darstellen, die vielleicht 
von einer schon etwas mehr abgekühlten Oberfläche 
umgeben sind. Möglicherweise sind viele Sterne nichts 
anderes als bloße Gaskugeln, doch läßt sich ein Be- 
weis hierfür nicht erbringen. 

Ebenso wie die Sonne muß auch ein Stern in 
seinem Innern heißer sein als auf der Oberfläche. Nur 
von letzterer kann Wärme in den Weltraum ausge- 
strahlt werden; sie muß sich daher nach und nach ab- 
kühlen, und wenn die den Körper bildende Masse in 
Ruhe bleibt, so führt diese Abkühlung bald dazu, daß 
sich auf dem Stern eine feste Kruste bildet, wie auf 
einer geschmolzenen Eisenmasse. Den einzigen Weg, 
auf dem dieser Prozeß verhindert oder wenigstens be- 
deutend verzögert werden kann, haben wir bei der 
Sonne kennen gelernt: die abgekühlten Teile der Ober- 
fläche müssen in die tiefer gelegenen heißen Teile des 
Sterns wieder zurücksinken. Die aufsteigenden und 
an ihre Stelle tretenden Dämpfe kühlen dann wieder 
ihrerseits ab und sinken wieder nach dem Stemzentrum 
zurück, wodurch ein Austausch von Materie hervor- 
gebracht wird, ein Vorgang, der kochendem Wasser 
nicht unähnlich sieht. 

Ein solcher Vorgang kann aber nur zustande 
kommen, wenn die Größe eines Fixsterns nicht unter 
eine gewisse Grenze sinkt. Ein Stern von der Größe 
des Mondes würde z. B. in wenigen tausend Jahren so 
weit abkühlen, daß sich eine feste Kruste auf seiner 
Oberfläche bilden würde. Damit w^äre aber auch allen 
seine Licht- und Wärmeenergie erhaltenden Strömungen 
eine Grenze gesetzt, und er würde bald völlig erkalten. 
Da andererseits kaum ein Zweifel darüber besteht, daß 
das Alter der meisten Fixsterne nach Millionen von 



— 309 — 

Jahren zählt, so folgt daraus, daß sie sehr groß sein 
müssen, so groß, daß sie Millionen von Jahren Wärme 
in den Weltraum ausstrahlen können, ohne daß sich 
eine Kruste auf ihrer Oberfläche bildet. 

Wir hatten früher von unserer Sonne behauptet, 
sie sei einer der weniger heißen, schon etwas abgekühlten 
Sterne und gehöre zu den kleineren Sternensonnen 
im Weltraum. Beide Eigenschaften harmonieren mit- 
einander, denn je kleiner ein Stern ist, desto schneller 
erkaltet er, ebenso wie ein Topf Wasser rascher ab- 
kühlt als ein großer Kessel voll. 

Die Aufschlüsse über die Natur der Fixsterne, 
die das Spektroskop ermöglicht hat, machen es sehr 
wahrscheinlich, daß jeder Stern eine eigene längere 
Lebensgeschichte hat. Er beginnt zu existieren als ein 
Nebel, der sich im Laufe der Zeit zu einem intensiv 
heißen blauen Stern verdichtet. Die Verdichtung 
schreitet darauf noch weiter fort, der Stern wird noch 
heißer, bis er den Höhepunkt der Temperatur erreicht. 
Im Laufe weiterer Jahrmillionen kühlt er ab, seine 
Farbe wird nach und nach weiß, gelb und rot, während 
die Linien seines Spektrums in demselben Maße dunk- 
ler und zahlreicher werden. Endlich muß sein Licht 
ganz erlöschen, wie ein Feuer, das nicht mehr unter- 
halten wird, — der Stern wird ein dunkler unsicht- 
barer Körper, womit auch seine Lebensgeschichte ab- 
geschlossen ist. Je größer die Masse des Sterns, desto 
länger dauert sein Leben. So sehen wir die Sterne 
alle Altersstufen zeigen, von der Kindheitsstufe des 
Urnebels bis zum Stadium des Erlöschens bei den 
roten und veränderlichen Sternen. 



Die Nebelflecke. 

Ein Nebel zeigt vielfach schon in einem kleinen 

Fernrohr eine deutliche Ausdehnung, während ein Stern 

selbst im mächtigsten Fernrohr nur als ein Lichtpunkt 

erscheint. Manchmal findet man, daß das, was dem 




^'E' 53' Grolier Nebel in der Andromeda. 

bloßen Aiige oder in einem kleinen Fernrohr als ein 
wol ken ahn h eher Nebel erschien, sich bei Anwendung 
eines größeren Instrumentes als ein Objekt herausstellt, 
das in Wirklichkeit aus einer Menge von Sternen be- 
f steht, die so dicht beieinander stehen, daÖ schon eine 



— 311 — 

starke Vergrößerung nötig ist, um sie getrennt zu er- 
blicken. Diese Beobachtung gab früher zu der Frage 
Anlaß, ob die Nebel überhaupt etwas anderes seien, 
als Haufen von sehr schwachen Sternen, die bei 
genügend starker Vergrößerung sich auflösen lassen. 
Diese Frage ist heute bestimmt in negativem Sinne 
entschieden, durch das Fernrohr sowohl, als auch durch 
das Spektroskop. 

Nur sehr wenige Nebel sind dem bloßen Auge 
sichtbar. In der Tat gibt es unter ihnen nur zwei, die 
so groß und auffällig sind, daß man auch ohne optische 
Hilfsmittel erkennen kann, daß sie keine gewöhnlichen 
Fixsterne sind. Es sind dies der Orion» und der Andro- 
medanebel. 

Der große Orion nebel erscheint so hell wie ein 
Stern dritter Größe, und wer kein sehr scharfes Auge 
hat, kann ihn nur schwer von den Nachbarsternen 
unterscheiden. Ein gutes Auge erkennt freilich bei 
genauerem Zusehen bald, daß hier ein heller Fleck 
und nicht ein Lichtpunkt am Himmel steht Im Fern- 
rohr wurde dieser Nebel zuerst von Huyghenis beob- 
achtet, der ihn beschrieb und auch eine rohe Skizze 
von seiner unregelmäßigen Gestalt anfertigte. Er 
schilderte ihn als ein ganz außergewöhnliches Ob- 
jekt, das den Eindruck macht, als ob hier durch eine 
Öffnung im Firmament das Urfeuer sichtbar würde. 
Das Hauptmerkmal des Orionnebels besteht in einem 
tiefen Spalt, der einen Teil desselben in zwei Aste 
gliedert. In dieser Lücke nimmt man vier Sterne wahr, 
die schon in einem gewöhnlichen Fernrohr getrennt 
sichtbar und als Trapez des Orion bekannt sind. 
Sehr starke Fernrohre zeigen zwei weitere schwächere 
Objekte innerhalb dieser Gruppe. Die Anwesenheit 



— 312 — 

von nebligem Licht um diese Sterne herum macht den 
Eindruck, als wären sie durch Kondensation eines 
Teiles der Nebelmasse entstanden. 

Der große Andromedanebel erscheint in einem 
sehr großen Fernrohr als eine Kombination von sehr 
schwachen Sternen und von Nebel. Es sieht aus, als 
ob hier ein Licht hinter einer durchscheinenden Materie 
stände, z. B. eine Kerze hinter einer Platte von Hörn 
oder Marienglas. Fig. 53 zeigt eine photographische 
Aufnahme dieses Nebels und läßt erkennen, daß die 
Nebelmaterie in Form einer flachen Spirale angeordnet 
jst, deren Ebene nahe in die Richtung der Absehens- 
linie fällt, so daß wir fast auf die schmale Kante der 
Spiralwindungen schauen. 

Schon in einem gewöhnlichen Fernrohr können 
mehrere hundert Nebel erkannt werden, allerdings nur 
bei sehr klarem Himmel. Je größer das Instrument 
ist. um so mehr Nebel werden sichtbar. In den großen 
Fernrohren sind mehr als 10 000 Nebel erkannt und 
ihre Positionen bestimmt w^orden. Bei Besprechung 
der Spiegelteleskope erwähnten wir bereits, daß die 
im Brennpunkt eines solchen Instrumentes angebrachte 
photographische Platte ein viel wirksameres Hilfsmittel 
zur Entdeckung der Existenz dieser Objekte bildet, 
als das Auge. Nach derartigen Aufnahmen, die Keeler 
an der Lickstern warte hergestellt hat, konnte nach- 
gewiesen werden, daß wohl mehr als 200000 Nebel- 
flecke am Himmel existieren. 

Die helleren Nebel sind meistens von unregel- 
mäßiger und phantastischer Gestalt. In einigen Fällen 
haben sie die Form eines Ringes, der meistens im 
Umriß elliptisch erscheint, als ob er kreisrund wäre, 
aber von der Erde aus in schräger Richtung gesehen 



— 313 — 

würde. Das bemerkenswerteste Objekt dieser Art ist der 
Ringnebel in der Leier nahe dem Stern ß dieses 
Sternbildes. Trotz seiner verhältnismäßig beträcht- 
lichen Helligkeit kann seine charakteristische Form 
nur in einem starken Fernrohr erkannt werden. Man 
findet dann bei näherem Zusehen, daß das Innere des 
Ringes nicht gänzlich dunke), sondern mit nebel- 
artigem Licht angefüllt ist, das etwas schwächer ist, 
als die Ringmaterie. 

Eine weitere merkwürdige Klasse von Nebeln sind 
solche, in denen 
die hellsten Stellen 
zu Spiralen oder zu 
einer Gruppe von 
Spiralen angeord- 
net sind, und die 
aus diesem Grunde 
Spiralnebel ge- 
nanntwerden. Bei 
den wenigen helle- 
ren Nebel dieser 
Art sind schon 
im Fernrohr helle 
und dunkle Win- 
dungen erkenn- 
bar, bei den mei- 
sten kommt die 
charakteristische Form jedoch erst auf lange expo- 
nierten photo graphischen Aufnahmen zum Vorschein. 

Planetarische Nebel sind kleine runde Objekte, 
die einer schwachen Planetenscheibe ähnlich sehen und 
deshalb so benannt sind. 




Ringnebel in der Leiei 



— 314 — 

Als das Spektrum der Nebel genauer untersucht 
wurde, fand man, daß sie sich in zwei getrennte 
Klassen einordnen lassen. Die einen geben ein kon- 
tinuierliches Spektrum, als ob ihr Licht von einer festen, 
glühenden Materie ausginge, und stellen sehr wahr- 




. 55. Spira 



1 großen Bärei 



scheinlich nur entfernteSternhauf en dar. Die anderen 
und zwar die meisten dieser Objekte haben jedoch ein 
aus hellen Linien bestehendes Spektrum, welches zeigt, 
daß das Licht dieser Nebel einer gasförmigen Materie 
entstammt. Wenn diese Linien mit denjenigen irgend 




— 315 — 

einer irdischen Substanz übereinstimmen, so kann man 
sofort angeben, aus welchen Gasen die Nebel bestehen. 
Aber eine solche Identifizierung ist nicht durchgehends 
gekmgen. Bei einer großen Zahl von Nebeln kommen 
z. B. vier unbekannte helle Linien vor, und gerade 
die hellste dieser Linien und zugleich diejenige, die fast 
bei allen Nebeln erscheint, ist nicht identisch mit der 
irgend einer bekannten irdischen Substanz. Linien, die 
mit denen von Wasserstoff übereinstimmen, sind in den 
Nebelspektren wiederholt erkannt worden. Oft sind 
jedoch nicht alle Wasserstoff linien sichtbar, und es ist 
ungewiß, ob diese sonst so weit verbreitete Substanz 
in vielen Nebeln überhaupt existiert. 

Aus was für Elementen sich diese Objekte auch 
zusammensetzen mögen, so viel ist sicher, daß sie ganz 
außerordentlich diffuse Körper sind. Würde man unsere 
Erde in die Mitte eines dieser Körper versetzen, so 
würden wir kaum das Vorhandensein des Nebels mer- 
ken, höchstens würde uns vielleicht der Himmel etwas 
heller erscheinen als es sonst der Fall ist. Eine Vor- 
stellung von der dünnen Verteilung der Materie in 
den Nebelflecken gibt vielleicht die schon erwähnte 
Tatsache, daß diese Objekte zum größten Teil den 
Durchmesser des ganzen Sonnensystems um das Hun- 
derttausendfache übertreffen. Wenn die Nebelmaterie 
auch nur annähernd die Dichtigkeit des größten 
Vakuums hätte, das wir heute im Laboratorium mit 
künstlichen Mitteln herstellen können, so würde doch 
schon eine Ausdehnung bis zur Bahn des Neptun ge- 
nügen, um alles durch diese Schicht hindurchgehende 
Licht zu absorbieren, mit anderen Worten, eine solche 
Gasschicht würde schon völlig undurchsichtig sein. 
Es ist somit heute noch nicht möglich, ein Vakuum 



— 3i6 — 

herzustellen, das der so geringen Dichte eines kosmi- 
schen Nebels gleichkäme. 

Fassen wir alles zusammen, so spricht die Wahr- 
scheinlichkeit dafür, daß die Materie, aus der die Nebel 
bestehen, von jedem uns bekannten Stoff verschieden 
und weit dünner ist, als irgend ein irdisches Gas. Mög- 
licherweise ist die Nebelmaterie nicht einmal zu Mole- 
külen oder Atomen kondensiert, wie wir das bei ir- 
dischen Gasen annehmen. 

2. Der Anblick des Fixstemhimmeis. 

Nicht nur für den Laien, sondern auch für den 
Fachmann stellt die Milchstraße den wunderbarsten 
Teil des Himmels dar. Man versteht darunter einen 
hellen Gürtel, der den ganzen Himmel, in Wirklichkeit 
vielleicht sogar das ganze Weltall umspannt, und es 
so zu sagen zu einem einzigen System, einem wunder- 
baren Ganzen vereint Man kann bei passender Wahl 
der ßeobachtungszeit die Milchstraße iast an jedem 
Abend des Jahres sehen. Nur zur Zeit der hellen Nächte, 
im Mai, Juni und Juli, gestaltet sich ihre Beobachtung 
schwieriger, wenigstens am frühen Abend, wo sie sich 
längs des Horizontes von Westen über Norden nach 
Nordosten hinzieht. 

Schon im kleinsten Fernrohr erweist sich die Milch- 
straße als eine immense Anhäufung von Sternen, die 
zu schwach sind, um bei ihrer großen Entfernung 
einzeln von uns erkannt zu werden. Sorgfältige Be- 
obachtungen, selbst solche mit bloßem Auge, lassen 
erkennen, daß die Sterne der Milchstraße nicht überall 
gleichmäßig verteilt sind, sondern auch hier noch 
dichtere Gruppen mit verhältnismäßig sternarmen 



— 31? — 

Lücken bilden. Solche dichteren von dunklen Zonen 
umgebenen Gruppen finden sich besonders in den Teilen 
der Milchstraße, die im Spätsommer und Herbst des 
abends im Süden sichtbar sind. 

Es ist eine bemerkenswerte Tatsache, daß auch 
außerhalb der Milchstraße die Sterne nicht in allen 
Richtungen gleich dicht stehen, sondern in der Nähe 
der Milchstraße in größerer Anzahl auftreten und dann 
seltener werden, je weiter wir uns von der Milchstraße 
nach ihren Polen zu entfernen. Dies ist schon bei 
den helleren Sternen der Fall und noch mehr bei den 
schwächeren teleskopischen Objekten. Die Pole der 
Michstraße sind die beiden Punkte am Himmel, die 
je 90 Grad von ihr entfernt sind. Stellen wir uns vor, 
daß Jemand in der Hand einen Stab hält, der zum 
Milchstraßenringe senkrecht steht, so weisen die beiden 
Enden des Stabes nach den beiden in Frage kommen- 
den verhältnismäßig sternarmen Polen. Um dem Leser 
eine Vorstellung von der Verteilung der Sterne in 
bezug auf die Milchstraße und deren Pole zu geben, 
sei erwähnt, daß nahe den Polen der Milchstraße ein 
Kreis von einem Grad Durchmesser durchschnittlich 
zwei oder drei in einem kleinen FernrcAr sichtbare 
Sterne enthält, in der Region der Milchtraße selbst 
dagegen 8, 10, ja selbst 20 Objekte von derselben 
Helligkeit. 

Scheinbare Helligkeit der Sterne. 

Jeder, der auch nur einen flüchtigen Blick nach 
dem gestirnten Himmel wirft, kann nicht übersehen, 
daß die Sterne außerordentlich verschiedene Helligkeit 
oder Größe haben. Nur wenige Sterne zeigen einen 
besonders auffallenden Glanz, dann kommt eine größere 



— 3i8 — 

Zahl von Objekten mittlerer Helligkeit und schließlich 
die große Zahl der schwächeren Sterne, die, je weiter 
wir hinabsteigen, immer größer und größer wird. Die 
dem bloßem Auge sichtbaren Sterne wurden von den 
Alten in sechs Größen eingeteilt, und zwar derart,, 
daß ungefähr zwanzig der glänzendsten Objekte der 
ersten, die nächsten vierzig der zweiten, dann eine 
große Anzahl der dritten Größenklasse zugeteilt wur- 
den usw. bis zur sechsten Größenklasse, welche die 
schwächsten Sterne umfaßt, die ein scharfes Auge am 
klaren dunklen Himmel eben noch erkennen kann. Diese 
Gruppierung hat man späterhin auch auf die telesko- 
pischen Sterne ausgedehnt und unterscheidet daher 
jetzt Sterne siebenter, achter Größe usw. Die schwäch- 
sten Sterne, die mit den größten Fernrohren der Neu- 
zeit noch gesehen oder photographiert werden können^ 
sind von der 15., 16. oder 17. Größe. 

Der Leser braucht wohl nicht erst darauf hinge- 
wiesen zu werden, daß die so ermittelte Größe eines 
Sterns nicht seiner wirklichen Helligkeit entspricht, 
weil ein leuchtender Körper um so heller aussieht, je 
näher er uns steht. Selbst der hellste Stern würde in 
einer gewissen Entfernung schließlich unsichtbar werden, 
und andererseits der kleinste Fixstern des Himmels in 
entsprechend geringer Entfernung als ein Objekt erster 
Größe erscheinen. 

Früher glaubte man, daß die wirkliche Helligkeit 
der verschiedenen Fixsterne fast die gleiche sei, und 
daß einige nur deshalb heller erscheinen, weil sie. uns 
näher stehen. Diese Anschauung hat man jedoch 
heute bereits ganz aufgegeben. Gewisse Schätzungen 
der Entfernung der Sterne haben ergeben, daß von 
den uns zunächst stehenden viele dem bloßen Auge 



— 319 — 

ganz unsichtbar sind, während andere als Sterne erster 
Größe glänzen und doch so weit entfernt sind, daß 
-wir ihren Abstand nicht einmal schätzen können. 

x\nzahl der Fixsterne. _ 

Die Zahl der Sterne am ganzen Himmel, die man 
■mit bloßem Auge erkennen kann, liegt zwischen 5000 
und 6000. Vielleicht könnte ein besonders scharfes 
Auge noch mehr zählen, weitaus die meisten Menschen 
werden jedoch kaum 5000 erkennen. Von diesen 5000 
Sternen steht immer nur die Hälfte zu gleicher Zeit 
über dem Horizont und von dieser Hälfte wiederum 
ein großer Teil in der Nähe des Horizontes, wo ihr 
licht durch die atmosphärische Dunstschicht wesentlich 
geschwächt oder gänzlich absorbiert wird. Die Gesamt- 
zahl aller Sterne, die ein gutes Auge an einem klaren, 
mondscheinlosen Abend über dem Horizont sehen kann, 
wird somit wahrscheinlich nur zwischen 1500 und 2000 
liegen. 

Während sich so die Anzahl der dem bloßen Auge 
sichtbaren Sterne wenigstens annähernd bestimmen 
läßt, ist es völlig unmöglich, die Zahl der teleskopischen 
Sterne auch nur schätzungsweise anzugeben. Im all- 
gemeinen wird angenommen, daß in einem großen. 
Fernrohr der Neuzeit zwischen 50 und 100 Millionen 
Sterne an der ganzen Himmelskugel zu sehen sind, 
und diese Zahr vervielfacht sich noch, wenn man bedenkt, 
daß es heutzutage mit eigens dazu eingerichteten Fern- 
rohren möglich ist, Sterne zu photographieren, die so 
schwach sind, daß man sie selbst mit den mächtigsten 
Fernrohren nicht mehr sehen kann. Es gibt hier tatsäch- 
lich keine Andeutung irgend einer Zahlengrenze. Te 
Aveiter wir in der Helligkeit herunter gehen, desto 



— 320 ~ 

Sterne finden wir, und alles was wir aussagen können, 
ist, daß ihre Gesamtzahl nach Hunderten von Millionen 
zählt. Nur ein kleiner Bruchteil der Sterne, der die 
hellsten und nächsten Objekte umfaßt, ist mit freiem 
Auge oder im Femrohr sichtbar. 

Außer durch ihre Helligkeit unterscheiden sich die 
Fixsterne auch noch durch ihre Farbe, obwohl dieser 
Unterschied nie so ausgesprochen ist, wie bei irdischen 
Lichtquellen. Trotzdem wird schon dem ungeübten 
Beobachter der Unterschied zwischen dem bläulichen 
Weiß der Wega in der Leier und dem rötlichen Licht 
des Arkturus im Bootes auffallen. Es scheint über- 
haupt, daß eine regelmäßige Abstufung in den Farben 
der Fixsterne von Blau durch Gelb nach Rot sich 
geltend macht. Diese Farbenunterschiede hängen mit 
den Verschiedenheiten der betreffenden Spektren und 
diese wiederum mit dem Entwicklungsstadiura des be- 
treffenden Sternes direkt zusammen; je intensiver rot 
ein Stern ist, um so größer ist die Zahl und die Stärke 
der dunklen Linien im grünen und violetten Teil seines 
Spektrums. 

3. Die Sternbilder. 

Schon eine oberflächliche Betrachtung des Him- 
mels zeigt, daß die Sterne nicht gleichmäßig über den 
Himmel verteilt sind, sondern daß bei ihrer Anord- 
nung mehr oder weniger eine Neigung zur Bildung 
von Gruppen oder Sternbildern besteht. Dies gilt 
insbesondere von den helleren, mit bloßem Auge sicht- 
baren Sternen. Zwischen den einzelnen Sternbildern 
läßt sich jedoch keine scharfe Grenze ziehen, und man 
kann eigentlich nie angeben, wo ein Sternbild aufhört 



— 321 — 

und ein anderes beginnt. Die Einteilung des Himmels 
nach Sternbildern haben bereits die Alten eingeführt, 
und die heutigen Astronomen halten ebenfalls noch an 
dieser Anordnung fest 

Wie und wann die ersten Sternbilder unterschieden 
und in Karten eingezeichnet worden sind, läßt sich 
nicht mehr mit Sicherheit feststellen. Soviel ist aber 
sicher, daß die Chinesen bereits in den frühesten Zeiten 
ihrer Geschichte kleine Sterngruppen kannten und 
durch besondere Namen unterschieden. Unsere heutige 
Begrenzung und Benennung der Sternbilder ist größten- 
teils von Ptolemäus übernommen, der im zweiten 
Jahrhundert nach Chr. lebte. Da viele Sternbilder die 
Namen von Halbgöttern und Helden der griechischen 
Mythologie tragen, z. R Perseus, Andromeda, Ceph^us, 
Herkules usw., so ist es wahrscheinlich, daß sie zum 
Teil altgriechischen Ursprungs sind. 

Im 17. und 18. Jahrhundert ist dann noch eine 
größere Anzahl von Sternbildern neu gebildet und 
zwischen die alten eingeschoben worden, besonders auf 
der südlichen Himmelshalbkugel, die den Alten natur- 
gemäß nur unvollkommen bekannt war. 

Orientierung unter den Sternbildern. 

Die folgenden Kapitel sind für solche Leser be- 
stimmt, welche die wichtigsten Sternbilder kermeo 
lernen möchten. Die Stellung der Sternbilder g^egea 
den Horizont ist infolge der doppelten Bewegung 6» 
Erde einem Wechsel unterworfen. Infolge der . B* 
wegung der Erde um ihre Achse ändern die St» 
bilder ihre scheinbare Stellung zum Horizont schon H 
einer Nacht, und infolge unserer Bewegung um die 

Newcomb, Astronomie. 21 



— 322 — 

Sonne sehen wir zu gleicher Abendstunde in ver- 
schiedenen Jahreszeiten auch verschiedene Sternbilder. 

Wir haben bereits in einem früheren Kapitel er- 
klärt, wie infolge der Bewegung der Erde in ihrer 
Bahn die Sonne zwischen den Gestirnen im Laufe eines 
Jahres einen vollen Kreislauf zu vollenden scheint. 
Wenn wir also einen Stern gerade ein wenig östlich 
von der Sonne erblicken, so finden wir, daß er schein- 
bar von Tag zu Tag der Sonne näher rückt. Wenn 
wir Abend für Abend zu derselben Stunde nach ihm 
Ausschau halten, so können wir feststellen, daß er 
immer weiter und weiter nach Westen vorrückt, mit 
änderen Worten, daß er von einem Tage zum andern 
früher auf- und untergeht. Genauer läßt sich feststellen, 
daß die Zeit zwischen je zwei aufeinander folgenden 
Auf- bezw. Untergängen desselben Sterns 23 Stunden 
56 Minuten 3Y2 Sekunden beträgt. 

Während im Laufe eines Jahres die Sonne 365 mal 
aufgeht, geht ein Stern in dieser Zeit 366 mal auf, und 
zwar wird er im Laufe eines Jahres nach und nach 
zu jeder Stunde des Tages und der Nacht ein- 
mal aufgehen und untergehen. Die Astronomen ver- 
meiden die Verwirrung, die hieraus entstehen müßte, 
dadurch, daß sie sich bei ihren Beobachtungen der 
Stern zeit, also einer aus der Bewegung der Sterne 
abgeleiteten und berechneten Zeit bedienen. Es ist 
früher bereits erklärt worden, daß ein Sterntag die 
Zwischenzeit zwischen zwei Durchgängen eines Sterns 
durch den Meridian ist, und daß diese Zeit um 3 Minuten 
56^2 Sekunden kürzer ist, als unser gewöhnlicher 
Tag. Weiterhin wissen wir auch schon, daß ein Stern- 
täg in 24 Stunden, jede Sternzeitstunde in 60 Minuten 
und jede Sternzeitminute in öo Sekunden eingeteilt 



— 323 — 

wird, und daß eine bestimmte Sternzeit stets auch eine 
bestimmte Stellung des Himmels und der Sternbilder 
angibt. Für jemand, der immer die Lage der Stern- 
bilder im Auge behalten will, ist es somit zweckmäßig, 
wenn er eine ungefähre Vorstellung von der jeweiligen 
Sternzeit hat. Man erhält ihren Betrag für 6 Uhr 
abends in einem bestimmten Monat, wenn man die 
betreffende Monatsziffer verdoppelt. Für 7 Uhr hat 
man dann dem Resultat eine Stunde, für 8 Uhr zwei 
Stunden hinzuzufügen usw. Suchen wir z. B. die 
Sternzeit für 9 Uhr abends im Monat November, so 
haben wir die Monatsziffer 1 1 mit 2 zu multiplizieren 
und zum Resultat 3 zu addieren, was 25 Stunden oder 
I Uhr Sternzeit ergibt. Die auf diese Weise erhaltene 
Sternzeit wird um den 20. eines jeden Monats der 
Wirklichkeit genau entsprechen, in den ersten Tagen 
dagegen um rund i Stunde zu groß sein, weshalb man 
gut tut, für diese Zeit dann von dem Resultat noch 
diesen Betrag abzuziehen. Wenden wir z. B. unsere 
Regel auf den Januar an, so erhalten wir 5 Uhr als 
Sternzeit für 9 Uhr abends; vergleichen wir dieses 
Resultat mit der Sternzeituhr, so finden wir, daß diese 
Anfang Januar um 9 Uhr abends eine Stunde weniger 
angibt, daß dagegen um den 20. Januar bereits volle 
Übereinstimmung herrscht. 

Da bei o Uhr Sternzeit der Aquinoktialkolur, d. h. 
der Nullmeridian der Himmelskugel die Mittagslinie 
passiert, um i Uhr Sternzeit der Stundenkreis i usw., 
so gibt uns die Kenntnis der jeweiligen Stemzeit die 
Möglichkeit, sofort auf einer Sternkarte die Sterne an- 
geben zu können, die gerade den Ortsmeridian passieren. 
Um 5 Uhr Sternzeit sind es diejenigen Sten 



— 324 — 

Rektaszension 5 Uhr beträgt, um 14 Uhr Sternzeit 
diejenigen, die die Rektaszension 14 Uhr haben usw. 

Die zirkumpolaren Sternbilder. 

Nach diesen einleitenden Erklärungen wollen wir 
zu den Sternbildern selbst übergehen upd dabei an- 
nehmen, daß der Leser in nördlichen Breiten wohnt. 
Hier gehen die wichtigeren nördlichen Sternbilder 
niemals unter und sind daher während des ganzen 
Jahres am nördlichen Himmel sichtbar. Diese zirkum- 
polaren Sternbilder sollen un» zunächst beschäftigen. 



Fig. 56. Der große Bär oder der Wagen. 

Wir verweisen in dieser Beziehung auf Fig. 2, auf 
der die Kugelkappe der Zirkumpolarsterne für Mittel- 
europa dargestellt ist. Um die augenblickliche Lage 
der Kugelkappe bezüglich der Richtung oben und 
unten zu erhalten, brauchen wir die Figur nur so zu 
drehen, daß der betreffende Monat oben zu stehen 
kommt; wir erhalten dann die Stellung des nördlichen 
Himmels um 8 Uhr abends. Für eine spätere Stunde 
muß die Zeichnung ein wenig in der Richtung des 
Pfeils gedreht werden, um 10 Uhr so weit, daß der 
nächste Monat oben zu stehen kommt usw. 



325 — 



Unter diesen Sternbildern wollen wir zunächst den 
großen Bären oder den Wagen aufsuchen, welch 
letztere Bezeichnung dem Augenschein besser ent- 
spricht. Er ist stets bei uns sichtbar, und erst weiter 
südlich taucht er im Herbst zum Teil unter den Nord- 
horizont. Die beiden Sterne, welche die Hinterräder 
des Wagens bilden, weisen direkt nach dem Polar- 
stern, wie es auch in Fig. 2 angedeutet ist. Dieser 
Polarstern oder Polaris ist gleichzeitig der Zentral- 
stern der Karte. 



Der Polarstern ge- • PoUtrsUrro 

hört zum Sternbild des 
kleinen Bären. Den 
übrigen Teil desselben 
findet man, wenn man 
vom Polaris aus eine ge- 
krümmte Linie nach der 
Deichsel des großen Wa- 
gens sich gezogen denkt. 
Man trifft da den ebenso 
hellen, aber nicht weißen, 
sondern etwas rötlichen 
Stern ß im kleinen Bären 

als Ecke eines aus schwächeren Sternen gebildeten 
kleinen Vierecks. Da der Polarstern in mittleren 
Breiten etwa in der Mitte zwischen Zenit und Nord- 
horizont steht, so kann er auch ohne Zuhilfenahme 
des großen Bären leicht gefunden werden, voraus- 
gesetzt, daß man nur die Nordrichtung kennt. 

An der entgegengesetzten Seite des Pols in 
gleicher Entfernung von ihm, wie der große Bär, 
steht die Kassiopeja, die wie ein breites W aus- 
sieht. 



Fig. 57. Der kleine Bär mit dem 
Polarstern. 



— 326 



Die anderen polnahen Sternbilder enthalten nur 
schwächere Objekte und sind auch weniger interessant 

als die drei oben 
genannten Grup- 
pen. Vielleicht 
wäre noch der 
Drache zu er- 
wähnen, der 
zwischen dem 
kleinen und dem 
großen Bären zu 
finden ist; seine 

drei helleren 
des Abends die 




Fig. 58. Die Kassiopeja. 



Kopfsterne passieren 
Zenitgegend. 



im August 



Die Herbststernbilder. 

Daß die Sternbilder, die des Abends den Meridian 
und die Zenitgegend passieren, je nach der Jahreszeit 
verschieden sind, haben wir bereits gesehen. Wir 
wollen daher, um nach einem bestimmten Plane vor- 
zugehen, die Stellung der Sternbilder zunächst für 
o Uhr Sternzeit beschreiben. Die Schilderung ent- 
spricht dann ungefähr 10 Uhr abends im Oktober, 
8 Uhr abends im November und 6 Uhr abends im 
Dezember. 

Die Lage des Nullmeridians an der Himmelskugel 
oder des Äquinoktialkolurs ergiebt sich uns, wenn 
wir vom Polarstern nach dem westlichsten Stern der 
im Zenit stehenden Kassiopeja eine Linie ziehen, und 
diese Linie nach Süden hin längs der beiden östlichen 
Sterne eines großen vStern Vierecks, des Pegasus, 
uns fortgesetzt denken. Die Seiten dieses Vierecks 



- 327 — 

haben eine Länge von je 15 Grad, seine Ecken sind 
durch Sterne zweiter und dritter Größe gebildet. 

Ein wenig links von der Nordost-Ecke des Vier- 
ecks steht der uns bereits bekannte große Nebel in 
der Andromeda. Er ist an klaren Abenden auch für 
das bloße Auge sichtbar und gleicht dann einem läng- 
lichen Lichtfleck ohne scharfe Umrisse. 

Die Milchstraße umspannt im Herbst den Himmel 
wie ein leicht geneigter Bogen, der sich im Osten er- 
hebt, im Zenit die Kassiopeja umschließt, und sich von 
da bis zum Westhorizont erstreckt. Von der Kassio- 
peja ostwärts finden wir in der Milchstraße zunächst 
den Perseus. Sein hellster Stern ist a Persei, von 
der zweiten Größe. Östlich von a Persei ist ein weißer 
Nebel, der wie eine kleine Wolke erscheint, sichtbar. 
In einem Fernrohr, ja schon in einem guten Feld- 
stecher löst sich diese Masse in einen Haufen schwacher 
Sterne auf. Es ist dies der große Sternhaufen im 
Perseus; die Alten stellten ihn in den SchwertgrifF 
ihres an den Himmel versetzten Heroen. Ein wenig 
südlicher als a Persei steht der merkwürdige ver- 
änderliche Stern ß Persei oder Algol, dessen JJcht- 
wechsel uns in einem der letzten Kapitel dieses Buche& 
noch beschäftigen soll. 

Unmittelbar neben dem Perseus finden wir da» 
große Sternbild Auriga, oder den Fuhrmann. E& - 
ist leicht kenntlich an der Capeila, der Ziege. eineiBj 
Stern erster Größe, der einer der hellsten Stei 
Herbsthimmels ist und überhaupt zu den ■ 
fünf hellsten Sternen am Himmel gehört. 
von Capella findet man im Fuhrmann koiQI 
helleren Objekte. 




— 328 — 

Verfolgen wir den Weg der Milchstraße von der 
Kassiopeja aus westwärts, so stellt die erste Stern- 
gruppe, der wir begegnen, den Cygnus oder Schwan 
dar. Seine 5 Sterne bilden ein Kreuz, das auf Himmels- 
karten als Körper, Hals und ausgebreitete Schwingen 
des Vogels dargestellt ist. Der hellste Stern der 
Gruppe heißt a Cygni oder Deneb; er ist fast erster 

Größe. 

Rechts vom Schwan und etwas 
außerhalb der Milchstraße liegt das 
Sternbild der Leier, leicht wieder- 
zuerkennen an dem schönen, sehr 
hellen bläulichen Stern Wega. Alle 
anderen Objekte dieser kleinen 
Gruppe gehören kaum der dritten 
Größenklasse an, sind aber in man- 

Fig. 59- Die Leier. cher anderen Beziehung sehr inter- 
essant. 

Der Stern links von Wega, e Lyrae, besteht aus 
zwei eng nebeneinander stehenden Objekten, die das 
unbewaffnete Auge nur schwer von einander trennen 
kann. Mit Hilfe eines Feldstechers gelingt dies schon 
eher. Das merkwürdigste an diesem Sternpaar ist 
aber, daß jede Komponente sich in einem größeren 
Fernrohr wieder als ein Doppelstern erweist, so daß 
e Lyrae in Wirklichkeit aus vier Sternen besteht. 

Die beiden untersten Sterne der Fig. 59 heißen 
(von links nach rechts) y und ß Lyrae. Der letztere ist 
veränderlich und das Gesetz seines Lichtwechsels wird 
uns weiter unten noch beschäftigen. 

Tiefer in der Milchstraße steht noch Aquila, der 
Adler, mit Atair. Wir werden auf dieses Sternbild 
noch zurückkommen, wollen aber jetzt erst die Tier- 




— 329 — 

kreisbilder, die am Herbsthimmel stehen, rasch auf- 
zählen. 

Wenn die Ekliptik am Himmel irgendwie dar- 
gestellt wäre, würden w^ir sie jetzt von Nordosten 
her aufsteigen, im Süden in mittlerer Höhe den Äqua- 
tor unter einem kleinen Winkel schneiden und dann 
unterhalb des Äquators nach Südwesten ziehen sehen. 
Hier, am Südwesthorizont, würden wir im Oktober um 
lo Uhr abends Sagittarius, den Schützen, nur 
noch zum Teil über dem Horizont vorfinden. Weiter 
ostwärts in der Ekliptik vorschreitend, würden wir 
nach einander dem Capricornus oder Steinbock, 
dem Aquarius oder Wassermann und den Pisces 
oder Fischen begegnen, den letzteren bereits in un- 
mittelbarer Nähe des Meridians unterhalb des Pegasus- 
vierecks. Alle diese Sternbilder enthalten nur schwache 
Objekte, die meist unter der dritten Größenklasse liegen. 

Östlich vom Meridian grenzt an das Sternbild der 
Fische der Aries oder Widder. Seine drei Haupt- 
sterne, von der zweiten, dritten und vierten Größe, 
bilden ein spitzwinkliges Dreieck. Der hellste Stern 
ist a Arietis. 

Vor 2000 Jahren bezeichnete dieses Sternbild das 
erste Zeichen des Tierkreises, und das Frühlings- 
äquinoktium lag damals dicht unter a Arietis, wie es 
Fig. 9 zeigt, aus der auch die jetzige Lage des Früh- 
lingspunktes hervorgeht. An den Widder schließt 
sich der Stier an, der im nächsten Abschnitt näher 
beschrieben werden soll. 

Unterhalb des Widders, südöstlich vom Viereck 
des Pegasus, liegt ein ausgedehntes Sternbild, der Cetus 
oder Walfisch, mit zwei Sternen zweiter Größe, a 
und ß, von denen der letztere tief im Süden steht. 



— 330 — 

Ein wenig südwestlich von a findet man zuweilen Mira 
Ceti, den „Wunderbaren Stern im Walfisch", der in 
der Regel für das bloße Auge unsichtbar ist, bis auf 
einen oder zwei Monate im Jahre, in denen er bis zur 
vierten, dritten, oft sogar, wie z. B. im Dezember 1906 
bis zur zweiten Größe an Helligkeit zunimmt. 

Ganz tief am Südhorizonte kulminiert an Herbst- 
abenden Fomalhaut, der hellste Stern des Piscis 
austrinus oder des südlichen Fisches. 



• •'• 



Die Wintersternbilder. 

Die Stellung der Gestirne, die wir jetzt beschreiben 
wollen, gilt 6 Stunden später als die vorhergehende, 
d. h. für 2 Uhr morgens im November und für 8 Uhr 
abends im Februar. In der Zwischenzeit von 6 Stunden 
sind weitere Sternbilder der Milchstraße von Osten 
heraufgekommen und nach Süden hinüber gegangen. 

Die Milchstraße geht 
nun fast genau durch 
das Zenit und senkt 
sich von da zum Nord- 
und Südpunkte des 
Horizontes. 

In ihrer Nähe, ein 

wenig östlich vom 

Meridian , sehen wir 

das Sternbild des Tau - 

rus, den Stier, dessen 

hellster Stern der Al- 

debaran ist, das Auge 

des Stieres in der mythologischen Figur. Aldebaran ist 

leicht erkennbar an seiner rötlichen Farbe. Er steht 

am Ende des einen Schenkels einer winkel- oder 



* 



Fig. 60. Die Hyaden mit Aldebaran 
und die Plejaden. 



V-förmigen, weit zerstreuten Sterngruppe, der Hyaden. 
Ih der Mitte dieses Schenkels steht ein hübsches enges 
Stern paar. 

Dicht neben den Hyaden liegen die Plejaden 
oder das Siebengestirn. >]ur 6 Sterne sind in dieser 
dichten Sterngriippe mit unbewaffnetem Auge erkenn- 
bar, ein besonders scharfes Auge kann in Ausnahme- 




Kit'. ("■ 



r Plcjadc 



fällen hier vielleicht noch 5 weitere Sterne unter- 
scheiden. Der Name Siebengestirn besteht daher eigent- 
lich zu Unrecht; man hat behauptet, im Altertum hätte 
es wirklich 7 hellere Plejadensterne gegeben, einer sei 
aber inzwischen schwächer geworden. Diese Ansicht 
entbehrt indessen jeder Grundlage. 

Mit einem kleinen Fernrohr erkennt man in den 
Plejaden schon einen ganze» Haufen von helleren 




i 



332 



und schwächeren Sternen, wie dies die Fig. 6i ver- 
anschaulicht. 

Der mittlere und hellste Stern der Gruppe, Alcy on e, 
wurde von Mädler als der Zentralstern des Weltalls 
angesehen, aber diese Ansicht hat sich nicht als zu- 
treffend erwiesen. 

Östlich vom Stier nahe dem Zenit sind Gemini, 
die Zwillinge, an 2 Sternen von nahezu erster Größe, 

Kastor und 
Pollux, kennt- 
lich. Der letzte ist 
der nördlichere 
und hellere von 
beiden. 

Das folgende 
Tierkreisstern- 
bild ist Cancer, 
der Krebs; es 

enthält jedoch 
keine auffällige- 
ren Sterne. Sein 
bemerkenswer- 
testes Objekt ist 

Fig. 62. Der Orion mit Rigel und Beteigeuze. i. -p 

Qie Jl raesepe, 
ein Sternhaufen, der dem bloßen Auge wie ein kleiner 
Lichtfleck erscheint. 

Leo, der Löwe, steht dicht über dem Osthorizonte 
links vom Krebs. Er kann am Regulus erkannt 
werden, einem Stern erster Größe, und an einem ge- 
krümmten Sternbogen in der Form einer nach Westen 
zu geöffneten Sichel, an deren Griff gerade der Re- 
gulus steht. 




— 333 — 

Im Süden steht zur Winterszeit das hellste und 
schönste Sternbild des Himmels, der Orion. Die 
3 Sterne zweiter Größe in einer Reihe, die den Gürtel 
des Jägers bilden, sind jedem, der überhaupt zuweilen 
nach dem Himmel schaut, von Kindheit an bekannt. 
Unterhalb des Gürtels ist eine weitere Reihe von 
3 Sternen sichtbar, von denen der oberste ganz schwach 
ist Der mittlere hat ein mattes Licht und ist in 
Wirklichkeit gar kein Stern, sondern einer der präch- 
tigsten Nebel am Himmel. Ein einfacher Feldstecher 
zeigt dies bereits; um jedoch die herrliche Form dieses 
schon auf S. 311 beschriebenen Orionnebels klar zu er- 
kennen, muß man ein stärkeres Fernrohr anwenden. 

Die Ecken des Orionbildes sind durch 4 Sterne 
bezeichnet, von denen 2 von der ersten Größe sind. 
Links oben steht der rote Beteige uze oder a Orionis, 
rechts unten der bläuliche Rigel oder ß Orionis. 

Östlich vom Orion finden wir Canis Minor, den 
kleinen Hund, mit Procyon, einem Stern erster 
Größe. Unter ihm und südöstlich vom Orion fesselt 
eine weitere Gruppe von hellen Sternen das Auge. 
Es ist Canis Major, der große Hund, mit Sirius, 
dem hellsten Fixstern des ganzen Himmels. 

Die Frühlingssternbilder. 

Die dritte Stellung der Himmelskugel, die wir be- 
schreiben wollen, bezieht sich auf 12 Uhr Sternzeit, 
d. h. im Februar auf 2 Uhr morgens, im Mai auf 
8 Uhr abends. In den 6 Stunden Zwischenzeit ist die 
Leier im Nordwesten aufgegangen, während Capeila 
sich bis zum Nordwesthorizonte gesenkt hat. Die 
Milchstraße ist jetzt nur bei sehr klarer Luft dicht 
über dem nördlichen und nordwestlichen Horizont 



— 334 — 

sichtbar. Regulus hat den Meridian überschritten^ 
Orion und der große Hund sind untergegangen oder 
gerade noch tief im Südwesten sichtbar. 

Südöstlich vom Zenit steht Arkturusim Bootes, 
ein Stern von rötlichgelber Farbe, aber gleichzeitig 
doch einer der hellsten Sterne erster Größe. An den 
Bootes grenzt östlich Corona Borealis, die .nörd- 
liche Krone, ein schöner Halbkreis von Sternen, 
deren hellster von zweiter Größe ist. 




Fig. 63. Die helleren Sterne des Bootes mit Arkturus 
und die nördliche Krone. 



In der Nähe des Zenits ist Coma Berenices, das 
Haar der Berenike zu finden, eine Gruppe von 
Sternen fünfter Größe. Über dem Horizont, ein wenig 
östlich vom Meridian, steht Virgo» die Jungfrau, die 
nur durch Spica, einen weißen Stern erster Größe, 
auffällt, und noch weiter im Südosten erheben sich 
die schwachen Sterne der Libra oder Wage über 
den Horizont. 



— 335 — 

Die Sommersternbilder. 

Eine vierte Stellung der Himmelssphäre mag nun 
für i8 Uhr Sternzeit beschrieben werden. Diese Zeit 
entspricht 2 Uhr morgens im Mai und 8 Uhr abends 
im August. Capeila ist mit dem Fuhrmann unter- 
gegangen oder dicht über dem Nordhorizont sichtbar, 
und die Leier steht nahe dem Zenit; Kassiopeja ist 
im Nordosten, der glänzendste Teil der Milchstraße 
nahe dem Meridian zu finden. Alle Sternbilder, die 
nördlich von der Leier im Bereiche der Milchstraße 
stehen, kennen wir bereits und wollen uns daher jetzt 
dem südlichen Gebiete der Milchstraße zuwenden. 



• A* 



* 



Fig. 64. Der Adler mit Atair und der Delphin. 

Eine der merkwürdigsten Bildungen wird jetzt 
deutlich sichtbar, nämlich ihre Gabelung in zwei ge- 
trennte Arme. Der dunkle Himmelshintergrund zwi- 
schen diesen beiden Armen kann vom Schwan an. 



— 336 - 

wo er zuerst auftritt, an der Leier vorbei bis in die 
Nähe des südlichen Horizontes verfolgt werden. Hier 
finden wir in der Gabelung Aquila oder den Adler, 
mit Atair, einem weißen Stern erster Größe. Er steht 
mit zwei benachbarten Sternen dritter und vierter 




Fig. 65. Der große Sternhaufen im Herkules, 

Größe in einer Linie. An diesem Punkte scheint sich 
die Milchstraße noch in weitere Teile zu spalten; wenn 
jedoch die Luft klar ist, kann man erkennen, daß dicht 
über dem Horizonte die beiden Aste wieder deuüich 
auftreten. 



337 



Östlich vom Adler liegt ein kleines aber inter- 
essantes Sternbild, das als Delphin sich auf Himmels- 
karten verzeichnet findet, und zwischen der Leier und 
der Krone begegnet man dem weit ausgebreiteten 
Sternbild des Herkules, a Herculis ist kaum zweiter 
Größe, kann aber leicht an seiner rötlichen Farbe und 
an dem helleren weißen Stern a Ophiuchi, der in der 
Nähe steht, erkannt werden. Das bemerkenswerteste 
Objekt im Herkules ist der große Sternhaufen, der 
dem bloßen Auge als ein sehr schwacher Nebelfleck 
•erscheint, in einem großen Fernrohr dagegen oder auf 
der Photographie sich als eine ganze Welt von Sternen 
■erweist. 

Über dem Südwest- 
horizont wäre noch das 
Tierkreisbild des Skor- 
pion zu erwähnen. Ein 
Teil seiner Sterne bildet 
•einen Bogen, der die 
Scheren des Tieres dar- 
stellt. Östlich davon steht 
a Scorpii oder Antares, 
«in roter Stern erster 
•Größe. 

Genau im Süden, öst- 
lich vom Skorpion ist 
Sagittarius oder der 
Schütze zu finden, eine 

, , . , , Fig. 66. Der Skorpion mit Antares. 

«ehr stemreiche, aber 

wegen ihrer tiefen Stellung bei uns nur wenig zur 

Geltung kommende Tierkreiskonstellation. Noch weiter 

^^>8tlich wird der Himmel vom Capricornus und Aqua- 

^teinbock und Wassermann, eingenommen. 




-^ie. 



>9 



— 338 — 

die wir bereits vom Herbsthimmel her kennen; a Ca- 
pricorni hat einen Begleiter, der ihm so nahe steht, 
daß es als ein Zeichen großer Sehschärfe gelten kann, 
wenn ein Auge diesen zu erkennen vermag. 

4. Die Entfernungen der Sterne. 

Das Prinzip, nach dem Entfernungen am Himmel 
ermittelt werden, ist in derii Kapitel, das von Messungen 
am Himmel handelt, dargelegt worden. Zur Bestim- 
mung unserer Entfernung vom Monde und von den 
näheren Planeten gebrauchen wir als Grundlinie für 
die Messungen die Sehne, die zwei entfernte Punkte 
der Erdoberfläche verbindet. Diese Basis erweist sich 
jedoch als viel zu kurz, um zur Messung unserer Entfer- 
nung selbst von den allernächsten Fixsternen dienen 
zu können. Hierfür wählt man als Grundlinie den 
Durchmesser der ganzen Erdbahn. Da die Erde bald 
auf der einen, bald auf der entgegengesetzten Seite 
ihrer Bahn sich befindet, so müssen durch diese Orts- 
veränderung auch die Fixsterne, als frei im Raum 
schwebende Körper, eine geringe Verschiebung nach 
der entgegengesetzten Richtung erfahren. Diese Ver- 
schiebung ist indessen bei fast allen Sternen unmeß- 
bar klein. Sie kann mit genügender Genauigkeit nur 
dadurch nachgewiesen werden, daß man die gegen- 
seitige Stellung der Fixsterne untereinander vergleicht, 
das eine Mal im Sommer, das andere Mal im Winter, 
bezw. im Frühjahr und im Herbst. 

In Fig. 67 möge der kleine in perspektivischer 
Verkürzung als Ellipse erscheinende Kreis die Erdbahn 
darstellen. S sei der verhältnismäßig nahe Stern, 
dessen Entfernung wir bestimmen wollen. Die punk- 



— 339 — 

tierten Linien, die einander fast parallel laufen, mögen 
die Richtung nach einem S benachbarten viel weiter 
entfernten Stern T angeben. Wenn die Erde an 
irgend einer Stelle ihrer Bahn, z. B. bei P steht, messen 
wir den kleinen Winkel SPT, der diese beiden Sterne 




/ 



Fig. 67. Bestimmung der Parallaxe eines Sterns. 

trennt. Wenn die Erde sich nach der entgegenge- 
setzten Seite ihrer Bahn bis Q bewegt hat, sieht man 
leicht, daß der entsprechende Winkel S Q T größer 
geworden ist. Wir messen auch diesen Winkel, und 

der Unterschied gegenüber SPT gibt uns bereits in 

99* 



— 340 — 

Verbindung mit dem Erdbahnradius die zur Berechnung 
der Entfernung von S erforderlichen Größen. Die 
halbe Differenz zwischen den Winkeln SP T und SQT 
ist aber nichts anderes eds der Winkel, unter dem 
von dem betreffenden Stern aus der Radius der Erd- 
bahn erscheint, oder die sogenannte Parallaxe des 
Sterns. Aus der Parallaxe erhalten wir aber die Ent- 
fernung, wenn wir die Zahl 206265 durch die Paral- 
laxe, die stets in Teilen einer Bogensekunde angegeben 
wird, dividieren. Das Resultat stellt dann bereits die 
Entfernung in Halbmessern der Erdbahn dar. Die 
Zahl 206265 erklärt sich dadurch, daß eine Bogen- 
sekunde der Winkel ist, unter dem ein Objekt von 
I cm Durchmesser in der Entfernung von 206265 cm 
erscheint, beziehungsweise die astronomische Einheit, 
der Erdbahnradius, in der Entfernung von 206 265 
astronomischen Einheiten. Ein so kleiner Winkel ver- 
schwindet für das bloße Auge natürlich völlig. 

Die erwähnte Messungsmethode setzt allerdings 
bereits voraus, daß wir wissen, welcher Stern von den 
beiden der nähere ist, ja wir setzen sogar noch weiter- 
hin voraus, daß der entferntere Stern in unendlicher 
Ferne steht. Der Leser ist daher zu der Frage be- 
rechtigt, ob eine solche Voraussetzung zulässig ist, 
und woraus man erkennen kann, ob ein Stern uns 
näher steht, als ein anderer. 

Die sorgfältigsten Messungen, die mit den feinsten 
Instrumenten ausgeführt sind, zeigen, daß die über- 
wiegende Mehrzahl der schwachen teleskopischen 
Sterne nicht die geringste Veränderung in der gegen- 
seitigen Stellung zeigt, sondern wie angeheftet an der- 
selben Stelle der Himmelskugel von Jahr zu Jahr ver- 
bleibt. Von Zeit zu Zeit findet man indessen eine 



— 341 — 

• 

Ausnahme von dieser Regel, insbesondere bei den 
helleren Sternen. Sobald sich nun bestimmte Anhalts- 
punkte für eine meßbare Parallaxe bei einem Stern 
finden, kann der Astronom durch genaue Messung 
der Lage des betreffenden Sterns gegenüber seinen 
Nachbarsternen nach der entwickelten Methode die 
Parallaxe ableiten. 

Bald nachdem Kopernikus die richtige Anordnung 
•der einzelnen Glieder des Sonnensystems bekannt ge- 
macht hatte, gewann die Frage nach einer Parallaxe 
der Fixsterne größtes Interesse. Sowohl Kopernikus, 
wie allen anderen Astronomen, die sich zu seiner Lehre 
bekannten, war es klar, daß wenn sich die Erde wirk- 
lich in einer weiten Bahn um die Sonne bewegt, die 
Sterne scheinbar eine Bewegung in der entgegenge- 
setzten Richtung an der Himmelskugel ausführen 
müßten. Die Tatsache, daß zunächst keine Spur einer 
solchen Bewegung entdeckt werden konnte, bildete 
eines der größten Hindernisse für die allgemeine An- 
nahme des Köpern ikanischen Weltsystems. Es er- 
schien den damaligen Philosophen fast unglaublich, daß 
die Fixsterne nun tausend und mehrmal entfernt sein 
sollten, als man bisher angenommen hatte. Selbst noch 
drei Jahrhunderte später, als die astronomischen Meß- 
instrumente und -Methoden wesentlich verbessert waren, 
machte man vergebliche Anstrengungen, irgendwo 
unter den Sternen eine meßbare Parallaxe zu entdecken. 
Trotzdem bei mehreren Gelegenheiten ein positives 
Resultat bereits erreicht schien , zeigte es sich in 
allen diesen Fällen doch schließlich, daß die Parallaxe 
stets zu klein war, um überhaupt gemessen werden 
zu können. 



— 342 — 

Die erste wirkliche Bestimmung der Parallaxe eines 
Fixsterns gelang erst B es sei bei dem Doppelstern 
6i Cygni mit dem Heliometer der Königsberger Stern- 
warte. Die Parallaxe dieses Sterns wurde zu 0,34" 
oder ungefähr einem Drittel einer Bogensekunde er- 
mittelt. Spätere Beobachter bestätigen Bessels Resultat 
vollkommen. 

Ungefähr um dieselbe Zeit, als Bessel seine epoche- 
machende Arbeit veröffentlichte, gelang es Wilhelm 
Struve in Dorpat auch bei a Lyrae eine Parallaxe 
zu 0,25" zu ermitteln. Spätere Messungen haben aller- 
dings gezeigt, daß der wirkliche Wert dieser Parallaxe 
nur etwa halb so groß ist, und wenig mehr als 0,1" 
beträgt. 

Soweit wir bis jetzt wissen, ist a Centauri, ein 
Stern erster Größe auf der südlichen Himmelshalbkugel, 
der uns nächste Stern. Die Parallaxe dieses Sterns 
beträgt 0,72". Nach der Regel, die wir kennen ge* 
lernt haben, ist demnach seine Entfernung etwa 285000 
mal so groß, wie die Entfernung der Erde von der 
Sonne. Eine solche Entfernung überschreitet absolut 
unser Anschauungsvermögen. Eine ungefähre Vorstel- 
lung kann man sich von ihr nur bilden, wenn man bedenkt, 
daß selbst das Licht, dessen Geschwindigkeit, wie wir 
bereits wissen, 300000 km in der Sekunde beträgt, 
über 4^2 Jahre gebraucht, um uns von diesem Stern 
aus zu erreichen. Wir sehen somit a Centauri heute 
nicht in seinem gegenwärtigen Zustand, sondern so, wie 
er vor 4^2 Jahren ausgesehen hat Aus einer solchen 
Entfernung gesehen würde nicht nur die ganze Erd- 
bahn zu einem Pünktchen zusammenschrumpfen, sondern 
selbst der mächtige Umfang der Neptunsbahn würde 
von a Centauri aus dem bloßen Auge kaum anders 



— 343 — 

erscheinen, als ein bloßer Punkt. Nächst a Centauri 
kennen wir noch drei oder vier Sterne, die von uns 
ungefähr doppelt soweit entfernt sind, und dann noch 
ein weiteres halbes Dutzend in drei- bis viermal größerer 
Entfernung. Im Ganzen sind bisher die Parallaxen 
von ungefähr loo Sternen mit größerer oder geringerer 
Genauigkeit bestimmt worden, aber selbst da ist in den 
meisten Fällen die Parallaxe so klein, daß wir ihre 
Größe nicht sicher verbürgen können. Nur soviel 
läßt sich wohl aussagen, daß innerhalb der sieben- 
fachen Entfernung von a Centauri ungefähr 50 Sterne 
liegen. Die Entfernung der übrigen Sterne, deren 
Parallaxe unmessbar klein ist, kann höchstens in bezug 
auf einen Grenzwert geschätzt werden. 

Der Wahrscheinlichkeit nach sind wenigstens die 
helleren Sterne annähernd gleichförmig im Räume 
verteilt. Wenn dies aber zutrifft, so müssen viele von 
den schwächeren teleskopischen Sternen, ja vielleicht 
die große Mehrzahl der Objekte, dife sich auf Himmels- 
photographien vorfinden, in mehr als tausendfacher 
Entfernung als a Centauri stehen. Der Lichtstrahl, der 
uns heute die Kunde von ihrer Existenz vermittelt, ist 
in solchen Fällen die ganze Zeit der Entwicklung des 
Menschengeschlechts hindurch unterwegs gewesen. 

5. Veränderliche und Doppelsterne. 

Im Allgemeinen kann man den Sternhimmel als 
ein Symbol ewiger Un Veränderlichkeit ansehen. Die 
Sprichwörter aller Zeiten und Länder haben dem 
Wechsel und der Vergänglichkeit der irdischen Dinge 
die Unveränderlichkeit und Ewigkeit der Sterne gegen- 
übergestellt. Obwohl dies noch heute für die große 



— 344 — 

Mehrzahl der Sterne zutrifift, so gibt es doch, wie wir 
jetzt wissen, einige Ausnahmen von der allgemeinen 
Regel. Sie fallen allerdings so wenig auf, daß sie von 
den Astronomen des Altertums garnicht bemerkt 
wurden. 

Der erste, der in geschichtlicher Zeit eine Ver- 
änderung an einem Stern beobachtet hat, war David 
Fabricius, ein fleißiger Himmelsbeobachter, der etwa 
vor drei Jahrhunderten lebte. 

Im August 1596 bemerkte er im Sternbilde des 
Walfisches einen bis dahin unbekannten Stern dritter 
Größe, der bald wieder schwächer und schließlich im 
Oktober unsichtbar wurde. Dieser Stern, der von 
Jungius später Mira Ceti oder der wunderbare Stern 
im Walfisch genannt wurde, erschien in den folgenden 
Jahren wieder in regelmäßigen Zwischenzeiten von un- 
gefähr elf Monaten. Zwei Jahrhunderte gingen vor- 
über, ehe ein zweiter derartiger Fall von periodischer 
Veränderlichkeit dÄr Helligkeit eines Sterns erkannt 
wurde: Goodricke fand, daß der Stern Algol im 
Perseus in Zwischenzeiten von etwas weniger als drei 
Tagen für einige Stunden von der zweiten bis zur 
vierten Größenklasse herabsinkt. 

Im Anfang des 19. Jahrhunderts wurde bei einigen 
weiteren Sternen eine mehr oder weniger regelmäßige 
Veränderung des Lichtes gefunden. Als der Himmel 
mit größerer Aufmerksamkeit durchforscht wurde, fand 
man mehr und mehr solcher Sterne. Gegenwärtig 
zählt ihre Liste bereits mehr als 2000 Objekte und 
vergrößert sich von Jahr zu Jahr. Einige dieser 
Sterne verändern sich in unregelmäßiger Weise, die 
große Mehrzahl derselben hat jedoch eine regelmäßige 
Periode von wenigen Stunden bis zu mehreren Jahren. 



— 345 — 

Unter den regelmäßig Veränderlichen läßt sich 
der Stern ß in der Leier, der in unserer Figur dieses 
Sternbildes auf S. 328 unten rechts zu finden ist, be- 
züglich seiner Veränderlichkeit besonders leicht ver- 
folgen. Er ist bei uns an jedem klaren Abend im 
Frühling, Sommer und Herbst sichtbar. Wenn der 
Leser beim Abendspaziergang dieses Objekt Abend 
für Abend mit dem Nachbarstern y von fast der- 
selben Größe vergleicht, so wird er finden, daß während 
beide an einigen Abenden annähernd gleich sind, der 
rechte zuweilen deutlich schwächer erscheint, als der 
linke. Sorgfältige, wiederholte Beobachtungen würden 
ergeben, daß der Helligkeitswechsel in einer Periode 
von ungefähr 6^2 Tagen stattfindet, d. h. wenn die 
beiden Sterne an einem bestimmten Abend gleich hell 
sind, so werden sie nach sechs bis sieben Tagen wieder 
gleich hell erscheinen usw. In der Mitte der beiden 
Zeiten, also nach 3^4 Tagen, wird der veränderliche 
Stern am schwächsten sein. Würde man den Licht- 
wechsel noch genauer verfolgen, so würde man finden, 
daß ein bestimmtes Minimum, wie die Phase der ge- 
ringsten Helligkeit heißt, immer etwas schwächer ist 
als das voraufgehende und nächstfolgende. Die wirk- 
liche Periode von ß Lyrae beträgt daher fast 13 Tage, 
während welcher Zeit zwei gleich helle Maxima und 
zwei etwas verschiedene Minima eintreten. 

Man weiß jetzt, daß der Lichtwechsel in diesem 
Fall nicht wirklich von dem Stern selbst ausgeht, 
sondern darin seinen Grund hat, daß ß Lyrae ein 
Doppelstern, ein aus zwei um einander kreisenden 
sich fast berührenden Komponenten zusammengesetztes 
Sternsystem ist. 



— 346 — 

Während sich die beiden Sterne um einander 
drehen, bedeckt bald der hellere Hauptstern den 
schwächeren Begleiter, bald der Begleiter den Haupt- 
stern. Dieses Resultat ist nicht mittels des P^ernrohrs 
gefunden worden, da selbst das stärkste Teleskop die 
beiden Sterne nicht getrennt zeigen würde. Die Tat- 
sache ist vielmehr das Resultat eines langen und sorg- 
fältigen Studiums des Spektrums dieses Sterns, das aus 
zwei übereinander gelagerten Spektren besteht, deren 
Linien sich bald decken, bald neben einander liegen, 
und so zwei bald hinter-, bald nebeneinander liegende 
Körper verraten. 

Bezüglich der Größe des Lichtwechels steht Mira 
Ceti, der von Fabricius entdeckte veränderliche Stern, 
obenan. Es ist jetzt bekannt, daß er eine ziemlich 
regelmäßige Periode von 330 Tagen hat. Während 
ungefähr zwei Wochen ist er am hellsten, manchmal 
zweiter, manchmal aber nur fünfter Größe. Nach jedem 
Maximum nimmt sein Licht einige Wochen ab, bis er 
für das bloße Auge verschwindet. Mit dem Fernrohr 
kann er jedoch das ganze Jahr hindurch gesehen 
werden. Da seine Periode 1 1 Monate beträgt, so tritt 
das Maximum jedes Jahr einen Monat früher- ein. 
Es kann dabei vorkommen, daß der Stern dann einige 
Jahre hindurch zur Zeit seiner größten Helligkeit der 
Sonne so nahe steht, daß er auch dann nur schwer zu 
beobachten ist. Das war z. B. in den Jahren 1903 bis 
1Q05 der Fall. 

Ein weiterer Veränderlicher, Algol, auch ^^ Persei 
genannt, kann wegen seiner hohen nördlichen Dekli- 
nation in unseren Breiten fast an 'jedem Abend des 
Jahres beobachtet werden. Im Herbst und Winter ist 
er besonders günstig sichtbar. Die Haupteigentümlich- 



— 347 — 

keit seines Lichtwechsels besteht darin, daß er fast 
während der ganzen Periode die gleiche Helligkeit 
beibehält und nur für einige Stunden verblaßt. Diese 
Minima wiederholen sich in Zwischenzeiten von un- 
gefähr 2 Tagen und 21 Stunden. Man weiß jetzt, 
daß sie ähnlich wie bei ß Lyrae von einer partiellen 
Verfinsterung des Algol durch einen ihm an Größe 
fast gleichen, dunklen Körper herrühren, der sich um 
Algol dreht. In Wirklichkeit hat auch hier ein mensch- 
liches Auge diesen Begleiter noch nie gesehen und 
wird ihn wohl auch nie erblicken. Seine Existenz ist 
nur dadurch bekannt geworden, daß er den Haupt- 
stern zwingt, sich selbst in einer engen Bahn zu be- 
wegen. Freilich ist auch diese Bewegung des hellen 
Sternes zu klein, um im Fernrohr gemessen werden 
zu können. Sie ist jedoch festgestellt mit Hilfe des 
Spektroskops, das in den Wellenlängen des vom Algol 
ausgesandten Lichtes gewisse Änderungen zeigt, die 
auf eine Bewegung des Sterns hindeuten und ebenso 
periodisch verlaufen wie der IJchtwechsel. 

Der Betrag der Helligkeitsänderungen bei den 
veränderlichen Sternen ist sehr verschieden. In vielen 
Fällen ist er so gering, daß nur ein geschickter Beob- 
achter die Lichtänderung bemerkt, häufig läßt sich 
erst nach langer Prüfung durch verschiedene Beob- 
achter entscheiden, ob ein verdächtiger Stern wirklich 
veränderlich ist. 

Die veränderlichen Sterne bilden sehr interessante 
und dankbare Beobachtungsobjekte für alle diejenigen, 
die nur geringe oder womöglich gar keine optischen 
Hilfsmittel zur Verfügung haben. Man braucht hierzu 
kein Fernrohr, außer wenn der Stern in gewissen 
Phasen des Lichtwechsels dem bloßen Auge unsichtb^u- 



- 348 - 

I 

wird. Was man zu beobachten und zu notieren hat, 
ist lediglich die genaue Helligkeit des Sterns, wie sie 
sich aus der Vergleichung mit benachbarten Objekten 
ergibt. Je nach der Periode des Lichtwechsels müssen diese 
Beobachtungen in größeren oder kleineren Zwischen- 
zeiten, nach einigen Tagen, Stunden oder Minuten, 
wiederholt werden, damit man nachher genau ermitteln 
kann, in welchen Zeitpunkten die Helligkeit am größten 
und am kleinsten war. 

Für den Astronomen gewinnen diese Sterne noch 
dadurch an Interesse, daß bei vielen von ihnen der 
Beweis erbracht ist, daß sie zum Teil zusammen- 
gesetzte Systeme von Körpern mit der größten Ab- 
wechselung in ihrem Aufbau darstellen. Gewöhnliche 
Doppelsternsysteme sind jedem Beobachter seit der 
Zeit des großen Herschel wohlbekannte Dinge am 
Himmel. Aber erst in neueren Zeiten hat das Spek- 
troskop uns mit Sternpaaren bekannt gemacht, die, wie 
die genannten Fälle von Algol und ß Lyrae beweisen, 
um einander kreisen, deren Komponenten aber so nahe 
bei einander stehen, daß das stärkste Fernrohr sie 
nicht zu trennen vermag. Die Geschichte der Astronomie 
bietet uns keinen größeren Erfolg als gerade diese 
Entdeckung von unsichtbaren Planeten, die sich um 
die Sterne bewegen. 

Es ist jetzt bereits mehr oder weniger wahr- 
scheinlich, daß der Lichtwechsel aller Sterne, die eine 
regelmäßige und konstante Periode haben, von der 
Umdrehung von Planeten oder anderen Sternen um 
dieselben herrührt. Wenn der eine Körper den anderen 
nur teilweise verdunkelt, ist der Lichtwechsel allerdings 
in der Regel nur gering, ja in solchen Fällen braucht 
sogar kein wirklicher Lichtwechsel stattzufinden, und 



— 349 — 

der helle Stern kann hinter dem dunklen — man 
braucht nur an partielle Sonnenfinsternisse zu denken 
— noch fast ebenso hell erscheinen, als wenn er gar 
nicht verfinstert wäre. Wenn jedoch der dunkle 
Körper sich in einer sehr exzentrischen Bahn beweget, 
so daß er dem hellen Stern zu einer bestimmten Zeit 
wesentlich näher kommt, als zu einer anderen, so kann 
wohl die Anziehung des Begleiters eine solche physische 
Veränderung in dem Hauptstern hervorrufen, daß sein 
Licht tatsächlich um ein bedeutendes anwächst. Wie 
diese Veränderungen zustande kommen, und worin sie 
bestehen, läßt sich allerdings heute noch nicht ein- 
mal vermuten. 



6. Die Eigenbewegong des Sonnensystems und der Sterne. 

Wenn jemand den Verfasser fragte, was wohl die 
großartigste Entdeckung sei, die der menschliche Geist 
ans Licht gefördert hat, so würde er sagen: Es ist 
die Erkenntnis, daß durch die ganze Geschichte des 
Menschengeschlechts hindurch, ja soweit wir zurück- 
denken können, vom Anfang aller Zeiten an, unser 
Sonnensystem, Sonne, Planeten und Monde, durch den 
Himmelsraum in der Richtung des Sternbildes der 
Leier mit einer Geschwindigkeit geflogen ist, die auf 
Erden nicht ihres Gleichen hat. Um eine Vorstellung 
von dieser Tatsache zu gewinnen, braucht der Leser 
nur einen Blick auf das schöne Sternbild der Leier 
zu werfen und dabei zu bedenken, daß wir mit jeder 
Sekunde, um die der Zeiger der Uhr weiterrückt, 
diesem Sternbilde um etwa 15 Kilometer näher kommen. 
Jeder folgende Tag unseres Lebens bringt uns diesem 
Sternbilde vielleicht um eine Million Kilometer näher. 



— 350 — 

Mit jedem Satz, den wir aussprechen, mit jedem Schritt, 
den wir auf der Erde zurücklegen, kommen wir dem 
Sternbild um viele Kilometer näher. Dies ist so ge- 
wesen seit der Entstehung des Menschengeschlechts, 
und wir haben allen Grund zu glauben, daß es bis in 
die fernste Zukunft so bleiben wird. Eines der größten 
Probleme d(3r Astronomie ist es nun, festzustellen, wann 
und wie diese Reise durch das Weltall einmal begonnen 
hat, und wann und wie sie einmal enden wird, doch 
auf diese Frage schweigt heute noch die Wissenschaft 
Der Astronom kann über Anfang und Ende dieser 
Reise heute noch nicht das Geringste aussagen. Er 
kann seinen Nachfolgern nur das Problem hinterlassen 
und ihnen einschärfen, es nicht aus den Augen zu 
verlieren. 

Nichts kann uns eine bessere Vorstellung von der 
enormen Entfernung der Sterne geben als die Erwägung, 
daß trotz der großen Geschwindigkeit, mit der wir un- 
aufhörlich seit Menschengedenken, ja seit Anfang aller 
Zeiten vorwärts eilen, gew^öhnliche Beobachtungen 
uns keine Veränderung in der Erscheinung der Stern- 
bilder zeigen, denen wir entgegenreisen. 

Nach dem, was wir von der Entfernung der Wega 
in der Leier wissen, haben wir Grund zu vermuten, 
daß unser Sonnensystem die Gegend des Weltraumes, 
in der dieser Stern jetzt steht, nicht vor Ablauf von 
einer halben oder ganzen Million von Jahren erreichen 
wird. 

Daraus folgt indessen nicht, daß unsere Nach- 
kommen, wenn es dann überhaupt noch Menschen 
auf der Erde gibt, dort, an der jetzigen Stelle der 
Wega, diesem Stern auch wirklich begegnen werden. 
Die Wega macht ihre eigene Reise für sich und ent- 



— 351 — 

femt sich von ihrem jetzigen Platze mit fast derselben 
Geschwindigkeit, mit der wir uns ihr nähern. 

Was bei unserer Sonne und der Wega zutrifft, 
behält seine Gültigkeit auch bei allen anderen Sternen 
des Himmels. Jeder dieser Himmelskörper flieget gerade- 
aus durch den Raum wie eine abgeschossene Kanonen- 
kugel mit einer in den meisten Fällen fast unbegreiflichen 
Geschwindigkeit. Ja man würde da sogar von einer 
sehr langsamen Bewegung sprechen, wenn sie nur so 
rasch erfolgte, wie der Flug einer Kanonenkugel. In 
den meisten Fällen schwankt die Geschwindigkeit der 
Stembewegungen zwischen 5 und 50 Kilometern in der 
Sekunde, ja selbst Bewegungen von 100 Kilometern 
und darüber gehören noch durchaus nicht zu den Selten- 
heiten. Es gibt sogar zwei hellere Sterne, von denen 
einer der Arkturus ist, deren Geschwindigkeit allem An- 
schein nach nahezu 400 Kilometer in der Sekunde 
beträgt 

Man nennt dieses Fortschreiten der Sterne im 
Räume ihre Eigenbewegung. Wir hörten von Eigen- 
bewegungen, die so und so viele Kilometer in der Se- 
kunde betragen. So groß jedoch diese Geschwindig- 
keiten auch sind, bei den enormen Entfernungen der 
Sterne erscheinen von der Erde aus die Ortsverände- 
rungen der Sterne doch als sehr gering. Sie erfolgen 
so langsam, daß wenn Ptolemäus aus seinem fast 
1800 jährigen Todesschlafe wieder erwachte, und man 
ihn auffordern würde, den heutigen Sternhimmel mit 
demjenigen seiner Zeit zu vergleichen, er nicht im- 
stande sein würde, auch nur bei einem einzigen Stern 
den geringsten Unterschied in seiner Lage wahrzu- 
nehmen. Selbst den ältesten assyrischen Priestern er- 
schien das Sternbild der Leier und die Lage de 



352 — 



Wega darin ebenso wie uns heute, trotz der unermeß- 
lichen Strecke, um die wir uns ihr inzwischen genähert 
haben. 

Um einen Menschen zu finden, der imstande wäre, 
eine Veränderung am Sternhimmel mit freiem Auge 
zu bemerken, müßten wir schon bis auf 4000 Jahre, 
also bis zur Zeit Hiobs zurückgehen, und wir müßten 
auch dann gerade den Stern aussuchen, der unter den 
helleren Objekten des Himmels die größte Eigenbe- 
wegunghat, näm- 
lich Arkturus im 
Sternbilde des 
Bootes. Wenn wir 
Hiob ins Leben 
zurückrufen und 
ihm das Sternbild 
des Bootes zei- 
gen könnten, so 
würde er bemer- 
ken, daß sich des- 
sen hellster Stern 
in den 4000 Jah- 
ren um ungefähr 
fünf Vollmond- 
breiten zwischen 

seinen Nachbarsternen fortbewegt hat. Wie gering 
auch noch diese Ortsveränderung ist, zeigt Fig. 68, 
auf der die Stellung des Arkturus vor 4000 Jahren 
durch einen Kreis angegeben ist. 

Bei der Beobachtung dieser Bewegungen am Fix- 
sternhimmel kommt dem Leser wohl unwillkürlich der 
Gedanke, daß die Sterne unendlich weite Bahnen um 
irgend einen Mittelpunkt beschreiben, ebenso wie die 




Fig. 68. Eigenbewegung des Arkturus 
in 4000 Jahren. 



— 353 — 

Planeten um die Sonne, und daß die von uns fest- 
g^estellten Ortsveränderungen mit der Bewegung in 
diesen Bahnen identisch sind. Die Tatsachen stützen 
jedoch diese Ansicht nicht. Die feinsten Beobachtungen 
zeigen noch nicht die geringste Krümmung der Bahn 
irgend eines Sterns. Soweit bis jetzt die Untersuchungen 
gediehen sind, bewegen sich die Sterne geradeaus, 
•ohne nach rechts oder- links abzuschweifen. Außerdem 
ist es so gut wie unmöglich, sich eine Vorstellung 
von der Größe und der Masse eines Weltkörpers zu 
bilden, der trotz seiner fast unendlichen Entfernung 
noch so beträchtliche Bewegungen verursachen könnte. 
Ein Weltkörper, der groß genug wäre, um Ark- 
turus von seiner jetzigen raschen Bahn abzulenken, 
würde den ganzen Teil des Weltalls, in dem wir 
leben, über den Haufen werfen. Noch schwieriger 
gestaltet sich der Fall dadurch, daß verschiedene Sterne 
«ich nach verschiedenen Richtungen scheinbar ohne 
irgendwelche Gesetzmäßigkeit und Ordnung bewegen, 
50 daß abgesehen von einigen seltenen Fällen die eine 
Bahn zu der anderen in gar keiner Beziehung und in 
keinem inneren Zusammenhange zu stehen scheint. Das 
Problem, woher die sich so schnell bewegenden Sterne 
kommen und wohin sie eilen, bleibt daher vorläufig 
ungelöst. 



Newcomb, Astrüiiomie. -•» 



VERZEICHNIS DER ABBILDUNGEN. 



»» 



Titelbild: Totale Sonnenfinsternis am 30. August 1905. 

Tafel: Übersichtskarte des Planeten Mars nach Schiapareili 

Fig. I. Anblick der Himmelskugel 

2. Die in Europa zirkumpolaren Sternbilder und der Polar- 
stern 

3. Kreise an der Himmelskugel . 

4. Die Sonne überschreitet den Himmelsäquator um den 
21. März 

5. Die Erdbahn und die Tierkreiszeichen 

6. Zusammenhang zwischen der Schiefe der Ekliptik und 
dem Wechsel der Jahreszeiten 

7. Scheinbare Bewegung der Sonne längs der Ekliptik 
von Januar bis Juni 

8. Scheinbare Bewegung der Sonne von März bis September 

9. Präzession der Äquinoktien 

10. Quersdinitt durch das Objektivglas eines Fernrohrs . 

1 1 . Zerstreuung des weißen Lichtes durch ein Crownglas- 
prisma 

12. Zerstreuung des weißen Lichtes durch ein Flintglasprisma 

1 3 . Parallaktische Aufstellung eines astronomischen Fernrohres 

14. Vierzigzölliger Refraktor der Yerkes-Sternwarte 

15. Durchschnitt durch ein Newtonsches Spiegelteleskop . 

16. Wellenlänge des Lichtes 

17. Aufeinanderfolge der Farben im Sonnenspektrum mit 
Fraunhof ersehen Linien • . . 

18. Meridiankreis % . . . 

19. Photographie der Sonne am 13. Februar 1892 

20. Photographie eines Sonnenflecks am 5. Februar 1905 



Seite 

183 

II 

H 
24 

28 
29 

31 

33 

34 
40 

46 

48 
48 

57 

03 
66 

74 

78 
82 

91 
94 



Fig. 


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26. 


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27. 


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28. 



— 355 — 

Seite 

Häufigkeit der Sonnenflecken in verschiedenen Breiten 96 

Bahn des Mondes um die Erde und um die Sonne . 122 

Photographie des Mondes kurz vor dem letzten Viertel 125 
Die Appeninen und die Ringgebirge Aristarch, Aristillus 

und Autolycus im Mare Imbrium • 126 

Ringgebirge Copemicus 128 

Ein nicht rotierender Mond beim Umlauf um die Erde 131 

Entstehung von Ebbe und Flut 133 

Der Mond im Schatten der Erde während einer to- 
talen Mondfinsternis 136 

„ 29. Durchgang des Mondes durch den Erdschatten bei einer 

totalen Mondfinsternis 139 

,, 30. Entstehung einer totalen Sonnenfinsternis 141 

,, 31. Vorübergang des Mondes vor der Sonne während einer 

ringförmigen Finsternis 142 

„ 32. Sonnen pro tuberanzen , photographiert in Souk-Ahras 
während der totalen Sonnenfinsternis am 30. August 

1905 von der Expedition der Hamburger Sternwarte . 145 

33. Bahnen der vier inneren Planeten 154 

34. Untere Konjuktionen des Merkur mit der Sonne . . 161 

35. Elongatiouen des Merkur 162 

36. Phasen der Venus in verschiedenen Punkten ihrer Bahn 170 

37. Wirkung der Atmosphäre der Venus während des 
Durchganges vor der Sonnenscheibe im Jahre 1882 . 176 

38. Der Lacus Solis auf dem Mars nach Zeichnungen von 
Campbell und von Hussey 185 

39. Gruppenweise Anordnung der Bahnen der kleinen Planeten 20 1 

40. Verteilung der kleinen Planeten nach ihren mittleren 
täglichen Bewegungen 202 

41. Anblick des Jupiter im Fernrohr am 24. Januar 1906, 
9 Uhr M. E. Z 208 

42. Saturn nach einer Zeichnung von J. E. Keeler . . 219 

43. Darstellung des Ringsystems des Saturn in senkrechter 
Aufsicht 222 

44. Unveränderliche Achsenlage des Saturn während seines 
Umlaufes um die Sonne 224 

45. Anblick des Saturn im Oktober 1891 nach Barnard . 225 

46. Beziehungen zwischen den Bahnen des Titan und 
Hyperion 229 



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— 35^ — 

Seite 

Fig. 47. Bestimmung der Entfernimg eines unzugänglichen Punktes 

durch Triangulation 245 

48. Parabolische Bahn eines Kometen 266 

49. Komet Donati vom Jahre 1858 280 

50. Großer Komet vom Jahre 1882 281 

51. Komet Swift im Januar 1892 284 

52. Das Zodiakallicht im Februar und März 296 

53. Großer Nebel in der Andromeda 310 

54. Ringnebel in der Leier 313 

55. Spiralnebel im großen Bären 314 

56. Der große Bär oder der Wagen 324 

57. Der kleine Bär mit dem Polarstern . . . . . 325 

58. Die Kassiopeja 326 

59. Die Leier 328 

60. Die Hyaden mit Aldebaran und die Plejaden . . . 330 

61. Anblick der Plejaden in einem kleinen Fernrohr . . 331 

62. Der Orion mit Rigel und Beteigeuze 332 

63. Die helleren Sterne des Bootes mit Arkturus und die 
nördliche Krone 334 

64. Der Adler mit Atair und der Delphin 335 

65. Der große Sternhaufen im Herkules 336 

66. Der Skorpion mit Antares 337 

67. Bestimmung der Parallaxe eines Sterns 339 

68. Eigenbewegung des Arkturus in 4000 Jahren . . . 352 



REGISTER. 



Abbe 49. 

Abendstem 170. 

Aberration der Fixsterne 248. 

Abweichung 26. 

Adams 240 — 242. 

Adler 328, 336, 33;. 

Airy 240, 241. 

Alcyone 332. 

Aldebaran 330. 

Algol 32;, 344, 34^—348. 

Andromeda 327. 

Andromedanebel 312. 

Andromediden 294. 

Antares 337. 

Aphel 155. 

Aquarius 329, 337. 

Äquatorial 56. 

Aquila 328, 336. 

Aquinoktialkolur 323, 326. 

Äquinoktium 34. 

Arago 215, 240, 242. 

Ariel 236. 

Aries 329. 

Arkturus 320, 334, 351—353. 

Arrhenius 298. 

Asteroiden 87, 197 ff. 

— Bahnen 199. 

— Gruppen 200 ff. 
Astronomische Kinhoit 340. 

— Instnunenle 7<j. 



: Astronomische Zeil 19. 
. Atair 328, 336. 

Aufsteigung, gerade 26. 

Aufstellung eines Fernrohrs 54. 

— parallaktische 56. 

Auriga 327. 
■• Ausstrahiungspunki 292. 

B. 

■ Bär. großer 325. 

- kleiner 325. 
. Barnard 215, 217, 224, 234. 

Bessel 62, 342. 
' Beteigeuze 333. 

Bianchini 172. 

Biela 274. 

Bild 49. 

Bode 232. 

Bund 221, 228, 281. 

Bu«.ies 320. 334, 352. 

Bouvard 239. 

Breite, Veränderlichkeil iler 114 ff, 

Brennelu-ne 4Q. 

Brennpunkt 44. 49. 

Brc)f»ks 270. 

Bunsen 78. 

c. 

(ranii^hell 168, iSi». i»)i. 
Cancer 332. 
(.\inis major 333. 



- 358 - 



Canis minor 333. 

Capeila 327, 333, 335. 

Capricornus 329, 337, 338. 

Cassegrain 65. 

Cassini 171, 172, 221, 227, 

Centaurus 342 ff. 

Ceres 196. 

Ceralli 187. 

Cetus 329. 

Challis 241, 242. 

Chance and Co. 62. 

Chandler 116, 117. 

Chromosphäre 99. 

Chronograph 84. 

Clairaut 272. 

Clark 61. 

Cleveit 307. 

Coma Berenices 334. 

Common 67. 

Cooke 61. 

Corona- borealis 334. 

Crossley- Reflektor 67. 

Crownglas 4^« 

Cygnus 328, 342. 

D. 

Daguerre 68. 
Datumgrenze 21 ff. 
Deimos 194. 
Deklination 26. 
Deklinationsachse 56. 
Deklinationskreis 58. 
Delphin 337. 
Deneb 328. 
Dione 228. 
Dispersion 46. 
Dollond 46. 
Donati 279. 
Doppelsterne 345, 348. 



228. 



Drache 326. 
Draper 68. 



E. 



Ebbe 134. 

Eigenbewegung 349 ff. 
Ekliptik 30, 156, 295, 329. 
Elkin 286, 295. 
Ellipse 253. 
Elongation 155. 
Enceladus 228. 
Encke 221, 275, 276. 
Erdatmosphäre 118 ff. 
Erdbahn 29, 338. 
Erde 106 ff. 

— Dichte III ff. 

— Gewicht 1 1 1 ff. 
Erdinneres 108 ff. 
Erdmagnetismus 298. 
Erdmessung, internationale 107, 
Eros 204 — 206, 248. 

Euler 115, 116, 298. 
Exzentrizität der Erdbahn 254. 



Fabricius 344, 346. 

Feil 62. 

Fernrohr 43, 54, 59. 

— photographisches 68 ff. 
Finlay 286. 

Finsternisse im Altertum 146. 

— Voraussage 147. 
Finsternistermine 137. 
Fisch, südlicher 330. 
Fische 329. 
Fixsterne 301 ff. 

— Anzahl 319 ff. 
Fizeau 68. 
Flamsteed 233, 239. 



— 359 — 



Flintglas 46. 
Flut 134. 
Fomalhaut 330. 
Foucault 68. 
Fraunhofer 61, 78. 
Fraunhofersche Linien 78. 
Frühlingsäquinoktium 34, 329. 
Frühlingspunkt 34, 329. 
Frühlingssternbilder 333 ff. 
Fuhrmann 327, 335. 

O. 

Galilei 170, 220. 

Galle 241, 242. 

Gegenschein 297, 298. 

Gemeinjahr 42. 

Gemini 332. 

Geographische Breite 114 ff. 

— Länge 17 ff. 

Georgium Sidus 232. 

Gerade Aufsteigung 26. 

Gesichtsfeld 54. 

Gewicht 256. 

Gezeiten 132 ff. 

Goldschmidt 197. 

Goodricke 344. 

Gould 232. 

Gravitation 251 ff. 

G ravi ta tionsgese tz in, 252. 

Gregorianischer Kalender 43. 

Grubb 62, 66. 

Guinand 60. 

H. 

Haar der Berenike 334. 

Halbschatten 94, 139. 

Hall 193. 

Halley 271. 

Harvard -Sternwarte 61, 228, 281, 



Helium 307. 
Heliumsterne 307. 
Hencke 197. 
Henry 62. 

Herbstaquinoktium 34. 
Herbststembilder 326 ff. 
Herkules 337. 
Herschel, Karoline 275. 

— William 163, 173, 227, 228, 
232, 233, 235, 239, 348. 

Hesperus 170. 
Himmelsäquator 24. 
Himmelskugel 9. 
Himmelspole 12. 
Hochwasser 134. 
Horizont 12, 321. 
Huggins 148, 149. 
Hund, großer 333, 334. 

— kleiner 333. 
Hussey 186. 

Huyghens 1 1 1, 220,226— 228, 31 1. 

Hyaden 331. 

Hyperion 226, 228 — 230, 232. 

J. 

Janssen 148 — 150. 

Japetus 228, 229. 

Jahr 38 ff. 

Jahreszeiten 29 ff. 

Jährliche Bewegung 27. 

Instrumente, astronomisdie 43 ff. 

Ionen 300. 

Julianischer Kalender 41, 

Jungfrau 334. 

Jungius 344. 

Jupiter 206 ff., 231, 239. 

— Masse 262. 

— Monde 2 14 ff., 237. 

— Oberfläche 209. 

— physische Beschaffenheit 210 ff. 



Kalender 4t. 

Kassiopejfl 325—3*7. 335- 
Kastor 331. 
Keeler 67, il6, 31a. 
KegeJschnitle 267, 
Kepler 171, 300. 
Keplersche Gesetze l5Sf(., 126. 
Kern eines Sonncnfleckg y4. 
Kcmschatten 140. 
Klrchhofl 78. 
Kirkwood 103. 
Knoten 156. 
Koliu 35, 323, 326. 
Komet, Bielascher 174. 275, 284, 
*93- 

— Btookssclier 276. 

— Donalischer 179 ff. 

— Enckescher 275lf. 

— Halleyscher 270 ff., 277. 2»^. 
Kometen, Bahnen 166 ff. 

— Kern lO^. 

— Koma 264, 

— Kopf 164. 

— periodische 270. 

— physische Beschaffenheit 285. 

— Schweif 265, 298, 300. 

— Spektra 286 ff. 

— teleskopische 265. 

— verschwundene 273 ff. 
KomeTcnfanilie des Jupiter 276 ff. 
KQmpensaIions;)CndeI 85. 
Konjunktion 155. 

Kopernikus 341. 
Korona 145, 150—152. 
Ivosmiache tdassen 88. 
Krebs 296, 331. 
Kreppring 221, 222, 224. 
Krone, nördliche 334, 337, 



Kiutner 116. 
Kynosura 40. 



Lagrange 253. 

Länge, ge<^raph)sche 17 ff. 

Laplace 239, 253. 

Lassen 67, 235, 236, 243. 

Lebedeff 299. 

Leier 313, 320, 32S, 333, 335 

337, 345. 349—351- 
Lemonnier 133, 239, 242. 

I-eoniden 2go, 293, 294. 
I^verrier 167, 240 — 242, 292. 

I-ibra 334. 

Licht 73. 

Lichtdnick 298 tf. 

Lichtgeschwindigkeit 248, 342. 

Lichlzeit 248. 

Lick 54. 

L ick -Stern warte 62, 312. 

Linse 44 ff.. 59. 

Lockyer [49. 150. 

Lowell 184. 

Lyra 328, 342, 345, 347, 348. 



Maddox 69. 
Mftdier 332. 
Mantois 62. 
Mars 180 (f., 

— Atmosphäre 
~ Kanäle 183, 

-- Oberfläche il 

— Rotation 



247. 



82. 



36i 



Marstrabanten 193 ff., 237. 
Masse 255 ff. 
Massenf aktor 261. 
Maxwell 298 — 300. 
Meridian 17. 
Meridiankreis Soff. 
Merkur 160 ff. 

— Durchgänge 165 ff. 

— Oberfläche 162 ff. 

— Rotation 162 ff. 
Merz 61. 
Messier 273. 
Meteore 88, 288 ff. 

— Ursprung 289 ff. 
Meteoriten fall 290. 
Mikron 74. 

Milchstraße 297, 316, 317, 327, 

328, 333» 335. 
Mimas 228. 

Mira Ceti 330, 344, 346. 
Mitteleuropäische Zeit 20. 
Mittlere Bewegung 202. 
Mittlere Zeit 18. 
Mond 120 ff., 249. 

— Bewohnbarkeit 130. 

— P'insternisse 135 ff. 

— Gebirge 126. 

— Knoten 136. 

— Meere 127. 

— Oberfläche 124 ff. 

— Phasen 1 2 1 ff . 

— Rotation 131 ff. 

— Umlauf 121 ff. 

— Wälle 127. 
Monde 88. 
Morgenstern 1 70. 

N. 

Nebel, planetarische 313. 
Nebelflecke 298, 303, 3 10 ff. 



Nebularhypothese 106. 
Neigung 156. 
Neptun 238 ff. 

— Entdeckungsgeschichte 239 ff. 

— Masse 262. 

— Trabant 243 ff. 
Neumond 123. 

Newton 66, TJ, iii, 252, 253. 
Niedrigwasser 134. 
Nippflut 135. 
Normalmeridian 17. 
Normalzeit 19 ff. 
Nullmeridian 323, 326. 
Nyr6n 116. 

o. 

Oberon 235. 
Objektiv 44, 59. 
Öffnung eines Fernrohrs 44. 
Okular 44, 51. 
Olbers 196, 199, 291. 
Ophiuchus 337. 
Oppolzer 293, 
Opposition 155. 
Orion 306, 333, 334. 
Orionnebel 311, 333. 
Oriontypus 306. 

Ortsbestimmung (aus Verfinste- 
rungen der Jupitermonde) 218. 
Ortszeit 19. 
Osteuropäische Zeit 20. 



Palisa 198. 

Pallas 199. 

Parallaktischc Aufslcilung 5(). 

Parallaxe 245 ff., 340. 

Pegasus 326, 329. 

Penumbra 94. 

Perihel 155. 



— 362 



Perlenschnurpbänonieii 144. 

Perrine 216. 

Perseiden 293. 

Perseus 327, 344, 346. 

Peters 198. 

Phasen 164. 

Phobos 1 94. 

Phoebe 228, 229. 

Phosphorus 170. 

Photographie 68. 

Photographisches Femrohr 68 ff. 

Photographische Himmelskarte 72. 

Photosphäre 91. 

Piazzi 196. 

Pickering 168, 217, 228. 

Pisces 329. 

Piscis austrinus 320. 

Planeten 86, 153 ff. 

— Bahnen 153. 

— Entfernungen 157. 

— große 87. 

— kleine 87, 195 ff. 

— obere 155. 

— System 89. 

— untere 154. 
Plejaden 295, 331. 
Polarachse 56. 
Polaris 325. 
Polarlicht 298. 
Polarstern 13, 325, 326. 
PoUux 332. 
Polschwankung iio. 
Polyhymnia 199. 
Pont6coulant 272. 
Praesepe 332. 

Präzession der Aequinoktien 39. 
Procyon 333. 

Protuberanzen 98 ff.) 145, 149. 
Ptolemäus 246, 321' 351. 
Pulkowo, Sternwarte in 22, 61. 



Radiationspunkt 292. 
Radiusvektor 159. 
Reflektor 44, 64 ff. 
Refraktion 48. 
Refraktor 43 ff. 
Regulus 332, 334. 
Rektaszension 26. 
Repsold 64. 
Rhea 228. 

R'gel 333. 
Ringnebel 313. 

Ritchie 67. 

Rosenberger 272. 

Rosse 65 — 67. 

Russell 175. 

Rutherfurd 68, 69. 

s. 

Sagittarius 329, 337. 
Säkularjahr 42. 
Saros 147. 
Satelliten 88. 
Saturn 2 19 ff., 239. 

— Masse 262. 

— Ringe 221 ff. 

— Trabanten 226 ff., 237. 
Schaltjahr 41. 
Schiaparelli 163, 173, 183 

293- 
Schiefe der Ekliptik 31. 

Schott 49, 63. 

Schröter 163, 172. 

Schütee 329, 337. 

Schwan 328, 335. 

Seeliger 225. 

Siderisches Jahr 41. 

Siebengestim 331. 

Sirius 333. 



187, 



— 303 — 



Siriusbegleiter 62. 
Skorpion 337. 
Solstitialkolur 35. 
Solstitium' 34. 
Sommersolstitium 34. 
Sommerstembilder 33$. 
Sonne 86, 89 ff., 308, 309. 

— Äquator 92, 93, 150. 

— Bahn 29 ff. 

— Fackeln 96 ff. 

— Finsternisse 141 flf., 349. 

— Flecken 93 ff. 

— Korona 298. 

— Materie 99 ff. 

— Parallaxe 247 ff. 

— Pole 92. 

— Rotation 92, 93. 

— Spektrum 234, 305. 

— Umgebung 148 ff. 

— Wärme 102 ff. 
Sonnen jähr 41. 
Sonnensystem 5 ff., 86 ff. 
Sonnenwende 34. 

Spektra der Sterne 304 ff., 320. 
Spektralanalyse 76 ff., 304. 
Spektroheli(^raph 96. 
Spektroskop 72 ff., -j-j, 234, 304, 

309» 347. 348. 
Spektrum 75. 

Spica 334. 

Spiegel 64. 

Spiegelteleskop 44, 64 ff. 

Spiralnebel 313. 

Springflut 135. 

Steinbock 329, 337. 

Steinheil 62, 68. 

Sternbilder 320 ff. 

-- zirkumpolare 324. 

Sterne, Dichte 307 ff. 

Entfernungen 338 ff. 



Sterne, Farbe 320. 

— HeUigkeit 317 ff. 

— rote 309. 

— teleskopische 319. 

— Temperatur 307 ff. 
Stemgrößen 318. 
Sternhaufen 314. 

— im Herkules 337. 

— im Perseus 327. 
Sternschnuppen 288 ff. 
Sterntag 35, 322. 
Sternzeit 36, 322, 323. 
Stier 329, 330. 

Stoßkraft des Lichtes 297 ff. 

Strahlen 73. 

Struve, Hermann 195. 

— Otto 22. 

— Wilhelm 342. 
Stundenachse 56. 
Stundenkreis 25, 58. 
Stunden Winkel 58. 
Sucher 58. 

Swift 168. 

Synodischer Umlauf 161. 

T. 

Tägliche Bewegimg 10. 

Tag- und Nachtgleiche 34. 

Taurus 330. 

Tethys 228. 

Tierkreis 30. 

Tierkreisbilder 329. 

Titan 226-231. 

Titania 235. 

Titius-ßodesche Reihe 157, 196. 

Totalität 144. 

Tra})ez des Orion 311. 

Triangulation 246. 

Tropisches Jahr 41. 



3^4 — 



ü. 

Uhren Soff., 85. 
Umbriel 236. 
Uranus 232 ff., 238, 239. 
— Masse 262. 
Trabanten 234 ff., 243. 



Venus 1 69 ff. 

— Atmosphäre 175 ff. 

— Durchgänge 178, 247, 250. 
Mond 177. 

— Rotation 171 ff. 
Veränderliche Sterne 343 ff. 
Vergrößemng eines Fernrohrs 5 1 
de Vico 173. 

Virgo 334. 
Vollmond 124. 
Vulkan 167. 

w. 

AVärme 73. 

W«ge 334- 
Wagen 325, 328. 

Wahre Zeit 18. 

Walfisch 329, 330, 344. 

Wallis 227. 

Warner and Swasey 64. 



Warren de la Rue 68. 
Wassermann 329, 337. 
Watson 168. 
Wega 320, 350—352. 
Weltachse 24. 
Weltall I ff. 

Westeuropäische Zeit 20. 
Widder 329. 
Wintersolstitium 34. 
Wintersternbilder 330. 
Witt 204. 
Wolf 198. 
WoUaston 78. 

Y. 

Yerkes-Stern warte 62. 

z. 

Zeichen des Tierkreises 30. 

Zeiss O7. 

Zeit 1 7 ff. 

Zeitgleichung 18. 

Zenit 15. 

Zentralstelle, astronomische 266. 

Zirkumpolarsterne 14. 

Zodiakallicht 295 ff., 298. 

Zodiakus 30. 

Zwillinge 332. 



Druck von A. Kämpfe, Jena.